Astronomischer Jahresbericht: Band 66 Die Literatur des Jahres 1966 [Reprint 2020 ed.] 9783112320051, 9783112308868

Table of contents :
Vorwort
Inhaltsverzeichnis
Verzeichnis der Abkürzungen
Transliteration des russischen Alphabets
I. Geschichte. Tätigkeit
II. Schrifttum zur Astronomie im allgemeinen. Randgebiete
III. Instrumente
IV. Positionsastronomie
V. Theoretische Astronomie
VI. Theoretische Astrophysik
VII. Sonne
VIII. Erde
IX. Planeten. Monde
X. Interplanetare Objekte
XI. Sterne
XII. Doppelsterne. Mehrfachsterne
XIII. Veränderliche Sterne
XIV. Diffuse Objekte. Kosmische Strahlung
XV. Sternsysteme
Namenverzeichnis
Sachverzeichnis

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Astronomischer Jahresbericht 1 8 9 9 gegründet von Walter Wislicenus

66. Band Die Literatur des Jahres 1966

Herausgegeben

vom

Astronomischen Rechen-Institut in Heidelberg

Bearbeitet

W. L o h m a n n

von

F. H e n n

U. G ü n t z e l - L i n g n e r

Walter de Gruyter & Co. vormals G. J. Göschen'sche Verlagshandlung — J. Guttentag, Verlagsbuchhandlung — Georg Reimer — Karl J. Trübner — Veit & Comp. Berlin 1968

Alle Rechte vorbehalten

Druck bei G. Braun (vorm. G. Braunsche Hofbuchdruckerei und Verlag) G. m. b. H., Karlsruhe in Baden • Auflage 600 • März 1968 Mit alleinigem Vertrieb beauftragt W. de Gruyter & Co., Berlin Archiv-Nr. 180165 • Preis 80.— DM

Printed in Germany

Vorwort Der vorliegende Astronomische Jahresbericht (AJB) ist der 66. Band dieser 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 1966 erschienene Literatur und Mitteilungen über verspätet erhaltene Arbeiten aus früheren Jahren. Die im 59. Band festgelegte Einteilung und Anordnung der Abhandlungen, Artikel und Notizen ist zur Wahrung der Homogenität des Gesamtwerkes im wesentlichen noch beibehalten worden. Bei der Zusammenstellung und Bearbeitung des A J B ist uns von zahlreichen Kollegen des In- und Auslandes tatkräftig geholfen worden. Manuskriptteile, Übersetzungen und Referate stellten zur Verfügung: J. B o u s k a , Literatur,

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

slowakischen

H.-C. F r e i e s l e b e n , Hamburg (Frlb.), aus der Navigation, E. R y b k a , Kraköw/Krakau (E. R.), aus der polnischen Literatur, C. S. I. R . O., Sydney-Chippendale (R. 0.), aus der Radioastronomie. Als Referenten haben mitgewirkt:

Cuno Hoffmeister 2. Februar 1892—2. J a n u a r 1968

E. B a r t l , Sonneberg (Ba.) D. L a b s , Heidelberg M. B e y e r , Hamburg (Bey.) P. L ä m m e r z a h l , Heidelberg (Lä.) S. B ö h m e , Heidelberg (Böh.) T. L e d e r l e , Heidelberg (T. L.) P. B r o s c h e , Heidelberg (Bro.) B. O n d e r l i ö k a , Brno/Brünn (Ond.) K . v o n B ü l o w , Rostock (v. B.) L. O s t e r , New Haven W. D i e c k v o s s , Hamburg (Dv.) W. P e t r i , München W. G l e i s s b e r g , Frankfurt/M. (W. Gl.) H . H . R a b b e n , München (HHR) W. G l i e s e , Heidelberg (Gli.) F. S c h m e i d l e r , München (FS) O. G ü n t h e r , Potsdam (O. G.) K . W . S c h r i c k , Hamburg (Sehr.) U. H a u g , Tübingen H . H . V o i g t , Göttingen W. D. H e i n t z , München (hz) D. G. W e n t z e l , Ann Arbor (DGW) J . H o p p e , J e n a (Ho.) R . W i e l e n , Heidelberg (Wn.)

IV Ihnen danken wir auch an dieser Stelle auf das herzlichste für ihre wertvolle Mitarbeit. Besonders möchten wir aber unserer Diplom-Übersetzerin Frau D. K r a h n geb. R a b i t z und unserer Sekretärin Frau M. B e t z geb. L e t z für ihre unermüdliche Mithilfe danken. H e i d e l b e r g , im März 1968 W. L o h m a n n , F. H e n n U. G ü n t z e l - L i n g n e r

V

Inhaltsverzeichnis Seite

Vorwort Inhaltsverzeichnis Abkürzungen Transliteration des russischen Alphabets

III V IX XII

I. Geschichte. Tätigkeit §

1

§ § § § § § §

2 3 4 5 6 7 8

Bibliographie Quellennachweis Bibliographische Veröffentlichungen Literaturberichte Geschichte Biographie Sternwarten, Institute Planetarien, Ausstellungen Gesellschaften, Organisationen Tagungen, Expeditionen Internationale Zusammenarbeit, gegenwärtige Situation (66), Fortschritte (66) Astronomie in verschiedenen Ländern Astronomie im Unterricht

1 1 12 13 14 18 24 53 54 60 65 67 68

II. Schrifttum zur Astronomie im allgemeinen. Randgebiete § § § § § §

11 12 13 14 15 16

§ 17

§ 18

§ 19

Astronomie und 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

.

.

.

69 74 74 79 80 81 91 93 93 96 97 101 104 105 107 113 120 127 129

III. Instrumente § 21 § 22

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

131 137 137 141 145 146

VI

§ 23

§ 24 § 25

Inhaltsverzeichnis Extraterrestrische Instrumente . Radioteleskope Radioverbindungen zu fernen Zivilisationen Sonstige Instrumente Zusatz- und Auswertegeräte Zusatzgeräte für Beobachtungsinstrumente Auswertegeräte Bildwandler, Fernsehkameras Ausnutzung der Sonnenenergie Chronometrie Sonnenuhren Photographie

66, 1966

.

.

.

.

147 150 156 157 158 158 164 167 168 168 172 173

IV. Positionsastronomie § § § § § § § §

31 32 33 34 35 36 37 38

Astrometrie Sternkataloge, Sternkarten (184) Astronomische Konstanten, Fundamentalsystem Jahrbücher, Kalender Finsternisse, Chronologie, Kalenderwesen Geodätische Astronomie, Navigation Breitendienst, Polschwankung Erdrotation, Zeitmaße

176 181 185 186 190 191 199 204

Y. Theoretische Astronomie § § § §

41 42 43 44

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

.

.

.

207 221 224 231 244

YI. 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 Graphitteilchen Sternatmosphären Innerer Aufbau der Sterne, Sonne (272) und Planeten (285) . Pulsierende Sterne Entstehung und Entwicklung der Himmelskörper Entstehung und Entwicklung des Planetensystems

251 254 255 256 260 261 265 267 .272 282 286 294

.

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

Entfernung, Magnetismus, Rotation (299), Miscellanea (300) Sonnenfinsternisse Einzelne Sonnenfinsternisse Sonnenüberwachung Photosphäre, Spektrum, Granulation Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität Fleckenstatistik Chromosphäre, Flares, Protuberanzen Einzelne Flares und Protuberanzen

.

.

296 301 301 307 310 321 330 333 345

66, 1966 § 67 § 68

Inhaltsverzeichnis

VII

Korona, Sonnenwind Wellen- und Partikelstrahlung UV- und Röntgen-Strahlung Radiostrahlung Korpuskularstrahlung, kosmische Strahlung, Beziehungen zur allgemeinen kosmischen Strahlung

349 358 358 361 368

VIII. Erde § 71 § 72 § 73 § § § § § §

74 75 76 77 78 79

Erdkörper Atmosphäre Refraktion, Szintillation (389), Extinktion (390), Astroklima (392) Sichtbeobachtungen Strahlung des Tages- und Nachthimmels Ionosphäre Magnetfeld, Polarlichter (418), Strahlungsgürtel (422) . . . Leuchtende Nachtwolken Weitere Einflüsse von Sonne und Mond Internationale geophysikalische Zusammenarbeit

375 383 . 388 392 394 401 .410 426 427 431

IX. Planeten. Monde § 81 § 82 § 83

§ 84 § 85 § 86 § 87 § 88

Planetensystem Merkur, Venus (441) Mond Mondfinsternisse Einzelne Mondfinsternisse Sternbedeckungen Mars Kleine Planeten Jupiter Radiostrahlung Jupitermonde Saturn Uranus, Neptun, Pluto, Transpluto

.

432 439 447 480 480 482 484 495 499 503 507 508 510

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

. .

.

.

.

512 522 533 543 546 553 557 559 560 563 564

XI. Sterne § 101 § 102 § 103

Entfernung Bewegung Eigenbewegung Radialgeschwindigkeit Helligkeit, Farbe

570 571 571 573 574

VIII §104 § 105 § 106 § 107

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

66, 1966 586 603 611 614 614 617

XII. Doppelsterne. Mehrfachsterne § 111 § 112 §113

Die Systeme im allgemeinen Visuelle Doppelsterne Spektroskopische Doppelsterne

619 622 630

XHI. Veränderliche Sterne § § § § § §

121 122 123 124 125 126

Kataloge, Ephemeriden, allgemeinere Fragen Bedeckungsveränderliche ßTl> ßX2> ßX6> ßXii

6A, 9A, 10A, 10 B, 12A, 14A, 17A, 17 G, 18A.

1963 3A, 5A,

1861. P. Muller, O b s e r v a t i o n s f a i t e s à M e u d o n . ( 1 1 / 1 9 6 3 d i v e r s ) . Pubi. Obs. Paris Satellites Artificiels Fase. 15, 115 S. — Betrifft 3280 Positionen von 432 Durchgängen der Satelliten 1960 E3, rj 3 ; 1961 1 näher untersucht. Dabei werden im letzten Fall drei Formen des Absorptionskoeffizienten (Doppler, Voigt, Lorentz) berücksichtigt und abschließend eine physikalische Deutung der Ergebnisse gegeben. Loh. 5186. T. ösaki, R a d i a t i v e s m o o t h i n g of t e m p e r a t u r e f l u c t u a t i o n s . Publ. Astr. Soc. J a p a n 18 4 3 3 ^ 3 6 = Dep. Astr. Univ. Kyoto Repr. Nr. 28. 5187. J. Oxenius, R a d i a t i v e t r a n s f e r Spectrosc. Radiat. Transfer 6 65—91. 5188. S. Pahor, I. Ku§ccr, On t h e C h a n d r a s e k h a r ' s S - e q u a t i o n in 892.

and

irreversibility.

J . Quant.

n o n - u n i q u e n e s s of s o l u t i o n s of r a d i a t i v e t r a n s f e r . A p J 143 888—

5189. G. N. Plass, M i e s c a t t e r i n g a n d a b s o r p t i o n a b s o r b i n g p a r t i c l e s . Applied Optics 5 279—285.

cross

sections

for

5190. P.Prasad, P. L. Sachdev, E f f e c t of r a d i a t i o n o n t h e s t r u c t u r e of a p l a n e s t a t i o n a r y s h o c k . Publ. Astr. Soc. J a p a n 18 421—432. 5191. G. B. Rybieki, P. D. Usher, T h e g e n e r a l i z e d R i c c a t i t r a n s f o r m a t i o n a s a s i m p l e a l t e r n a t i v e t o i n v a r i a n t i m b e d d i n g . A p J 146 871—879. 5192. G. B. Rybieki, T r a n s f e r of r a d i a t i o n Special Rep. Nr. 180, 186 S., 1965.

in s t o c h a s t i c

media.

5193. R. E. Samuelson, G r e e n h o u s e e f f e c t in s e m i - i n f i n i t e a t m o s p h e r e s . A J 71 179. — Ref. AAS.

SAO

scattering

5194. K. S. Schifrin, I. L. Selmanowitsch, T a b e l l e n z u r L i c h t s t r e u u n g . I . W i n k e l f u n k t i o n e n . Leningrad, Hydrometeorolog. Staatsverlag, 1966. 339 S. Preis 2 R . 77 Kop. (russ.).

ee, 1966

51. Grundlagen und Probleme allgemeiner Art

5195. Z. Sekera, R e c e n t t r a n s f e r in p l a n e t a r y

259

d e v e l o p m e n t s in t h e t h e o r y o f r a d i a t i v e a t m o s p h e r e s . Rev. Geophys. 4 101—111.

5196. W. W. Shelesnjakow, Z u r T h e o r i e d e s S t r a h l u n g s t r a n s p o r t s in e i n e m i n h o m o g e n e n M e d i u m . Hoohschulnachr. Radiophys. 9 1057—1064 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1967 4.51.369. 5197. C. E . Siewert, P. F. Zweifel, A n e x a c t s o l u t i o n o f e q u a t i o n s o f r a d i a t i v e t r a n s f e r f o r l o c a l t h e r m o d y n a m i c e q u i l i b r i u m in t h e n o n - g r a y c a s e . P i c k e t f e n c e a p p r o x i m a t i o n . Ann. Physics 86 61—85. 5198. I. N. Skabizkij, D i e L i c h t v e r h ä l t n i s s e in t i e f e n S c h i c h t e n e i n e s t r ü b e n M e d i u m s . Abh. Staatsuniv. Leningrad Nr. 330 S. 9—20 = Publ. Astr. Obs. Leningrad 23 9—20 (russ. mit engl. Ref.). — Die Intensität der diffusen Strahlung in tiefen Schichten eines absorbierenden und streuenden Mediums wird unter Verwendung von Ambarzumjans Integralgleichung bestimmt. Um diese Gleichung für einen speziellen Typ der Streufunktion zu lösen, wird Sobolews Methode angewandt. Die Ergebnisse der numerischen Rechnungen werden in (Form von) Tabellen gegeben. Verf. (ü.) 5199. A. Skumanich, N u m e r i c a l s o l u t i o n o f t h e e q u a t i o n o f t r a n s f e r f o r a t w o - l e v e l a t o m w h e n t r e a t e d as a t w o - p o i n t b o u n d a r y v a l u e p r o b l e m . A J 71 871. — Ref. AAS. 51100. W. W. Sobolew, D i e Z a h l d e r S t r e u u n g e n b e i d e r D i f f u s i o n v o n P h o t o n e n . Astrofisika 2 135—146, 239—250 (russ. mit engl. Ref.). — Die Hauptformeln, die die mittlere Zahl der Streuungen von Photonen in einem absorbierenden und einem streuenden Medium bestimmen, und Ausdrücke für die Zahl der Streuungen der Photonen, die im Medium absorbiert werden und aus ihm austreten, werden abgeleitet. Die Formeln werden auf ein homogenes Medium angewandt. — Verf. leitet weiterhin Formeln zur Bestimmung der mittleren Zahl der Streuungen von Photonen in einem dreidimensionalen halbunendlichen Medium ab. Die Zahl der Streuungen der Photonen, die im Medium absorbiert werden und aus ihm austreten, wird durch Ableitungen der Funktionen (t) und 0(r/) nach dem Parameter A ausgedrückt. Verf. (ü.) 51101. V. R. Thiruvenkatachar, P. K. Khosla, E f f e c t o f r a d i a t i v e t r a n s f e r on g r a v i t a t i o n a l i n s t a b i l i t y . Indian J . Math. 6 105—115, 1964. — Ref. in Math. Rev. 32 638. 51102. T. P. Toropowa, S. 0 . Obaschewa, D i e B e r e c h n u n g d e r p o l y d i s p e r siven S t r e u f u n k t i o n e n von T e i l c h e n mit J u n g s c h e r D u r c h m e s s e r v e r t e i l u n g . Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 7 94—96 (russ. mit engl. Ref.). 51103. T. P. Toropowa, Ü b e r einige Eigenschaften polydispersiver Medien von T e i l c h e n mit J u n g s c h e r D u r c h m e s s e r v e r t e i l u n g und m i t d e m B r e c h u n g s i n d e x 1 . 2 5 u n d 1 . 5 0 . Publ. Astrophys. Inst. AlmaAta 7 97—103 (russ. mit engl. Ref.). 51104. W. Unno, E.A.Spiegel, T h e E d d i n g t o n a p p r o x i m a t i o n in t h e r a d i a t i v e h e a t e q u a t i o n . Publ. Astr. Soc. J a p a n 18 85—95 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 70. — Die Eddingtonsche Näherung der Theorie des Strahlungstransports wird auf den nicht-planparallelen Fall verallgemeinert und auf das thermische Verhalten eines strahlenden Mediums (Wärmeleitung, Temperaturfluktuationen etc.) angewandt. Über den ganzen Bereich optischer Dicken ergeben sich Lösungen mit guter Genauigkeit. Auch zeitabhängige Probleme, wie sie in der stellaren Hydrodynamik auftreten, können mit diesem Verfahren behandelt werden. Voigt 17»

260

VI. Theoretische Astrophysik

66, 1966

51105. V. Vâlcovici, Sur le m o u v e m e n t de r o t a t i o n d ' u n f l u i d e visqueux. Rev. Roumaine Math. Pures Appl. 10 3—17, 1965. — Réf. in Math. Rev. 32 569. 51106. S e l e c t e d P a p e r s on the T r a n s f e r of R a d i a t i o n . Herausgegeben von D. H. Menzel. New York, Dover Publication Inc., 1966. 269 S. Preis $ 3.00. — B. in PAT 48 84, Sky Tel. 33 109, Sterne 43 176, ZfA 66 429 —430. Neutrino - Astronomie 51107. J . N. Bahcall, S o l a r neutrinos. Phys. Rev. Letters 17 398—401. 51108. G. Beaudet, V. Petrosian, E. E. Salpeter, R e a c t i o n r a t e s for n e u t r i n o p r o c e s s e s . A J 71 846—847. — Ref. AAS. 51109. H.-Y. €hiu, N e u t r i n o s in a s t r o p h y s i c s a n d cosmology. Rev. Nuclear Sei. 16 591—618.

Annual

51110. R. Cowsik, Y. Pal, S. N. Tandon, E v a l u a t i o n of high energy n a t u r a l n e u t r i n o e x p e r i m e n t s . Proc. Indian Acad. Sei. (A) 63 217—243. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2389. 51111. W. A. Fowler, N e u t r i n o

astrophysics.

Vgl. Ref. 1331 S. 367—399.

51112. T. De Graaf, The role of n e u t r i n o s in a s t r o p h y s i c s . Nederl. T. Natuurk. 32 329—346 (niederländ.). — Ref. in Phys. Abstr. 70 1906. 51113. T. De Graaf, H. A. Tolhoek, The a n n i h i l a t i o n of a n e u t r i n o - a n t i n e u t r i n o p a i r into p h o t o n s and the n e u t r i n o d e n s i t y in t h e universe. Nuclear Phys. 81 596—608. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2667—2668. 51114. J . Kleczek, N e u t r i n o - a s t r o n o m y .

Pokroky 11 197—214 (tschech.).

61115. G. E. Kotscharow, J . N. Starbunow, K e r n s p e k t r o s k o p i e und Neut r i n o * A s t r o p h y s i k der Sonne. Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 30 1090—1094 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1966 12.51.210. 51116. B. Kuchowicz, N e u t r i n o s in s u p e r d e n s e m a t t e r . On p a r t i a l l y e x t e r n a l t r a j e c t o r i e s . AA 16 185—195 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 211. — Verf. setzt seine in A J B 65 Ref. 51104 zitierten Untersuchungen fort. Zunächst wird die Methode von J . L. Synge (vgl. A J B 60 Ref. 4453) über die Bestimmung der relativistischen Bahnen im äußeren Schwarzschild-Feld behandelt. Es wird eine Bahngleichung für Neutrinos angegeben, die die Sphärengrenze durchstoßen und in deren Inneres zurückkehren. E. R. 51117. B. Kuchowicz, N e u t r i n o s in s u p e r d e n s e m a t t e r . M a s s i v e neut r i n o s in a p e r f e c t f l u i d sphere. AA 16 329—334 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 219. — Die früheren Arbeiten des Verf. (vgl. A J B 65 Ref. 51104 und A J B 66 Ref. 51116) werden auf Neutrinos von der Ruhmasse =t= 0 in einer Kugel aus einer idealen Flüssigkeit ausgedehnt. Dabei wurde eine dreidimensionale Klassifikation der Bahnen angewandt. Die bezüglich der Emission von Neutrinos der Ruhmasse #= 0 gezogenen Schlüsse sind im Prinzip die gleichen wie für Neutrinos der Ruhmasse Null. E. R. 51118. B. Kuchowicz, N e u t r i n o s in s u p e r d e n s e m a t t e r I I I . On p a r t i a l l y e x t e r n a l t r a j e c t o r i e s . Sonderdruck Univ. Warsaw Dep. Radiochem., 1966. 20 S.

66, 1966

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

51119. G.Marx, T h e 8 S.

cosmic neutrino

background.

261

A S P Leaflet N r . 443,

51120. A. Masani, R. Gallino, G. Silvestro, A s t r o n o m i a d e l n e u t r i n o . N u o v o Cimento Suppl. (1) 3 934—1028, 1965 = Contr. Oss. Astr. Milano-Merate (NS) Nr. 245. 51121. F. Reines, J . P. F. Sellschop, N e u t r i n o s from a n d b e y o n d . Sei. American 214 Nr. 2 S. 40—48.

the

atmosphere

51122. G. A. Sisman, Ü b e r d i e M ö g l i c h k e i t e n d e r N e u t r i n o - A s t r o n o m i e . Abh. Staatl. Pädagog. Herzen-Inst. Leningrad 303 51—55 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 5.51.250: E s wird bemerkt, d a ß Neutrinobeobachtungen bei größerer Flußdichte, z. B. im F o k u s einer Gravitationslinse, erleichtert würden. Die Möglichkeit der Fokussierung von Neutrinobündeln durch innere Gravitationsfelder verschiedener astronomischer Objekte wird untersucht. Bei einer Dichteverteilung im Stern von der F o r m g ~ r~ l k a n n eine Fokussierung eines parallelen Neutrinobündels, das den Stern durchläuft, stattfinden. F ü r eine Linse m i t 1 SDJQ u n d 1 R Q b e t r ä g t die Fokusdistanz 5 5 1 A E . Besonderheiten des Neutrinospektrums werden diskutiert. Kra. 51123. G. Steigmail, N e u t r i n o p a i r p r o d u c t i o n i n b o u n d - b o u n d t r a n s i t i o n s . Phys. Rev. (2) 151 1189—1191. — Ref. in Phys. Abstr. 70 667. AJB AJB AJB AJB AJB

64 64 65 65 65

Ref. Ref. Ref. Ref. Ref.

5110. 5111. 5161 5189. 51100.

— — = — —

W . B. W . B. Contr. W . B. W . B.

in Spaceflight 9 179. in J . Astronaut. Sci. 13 256. Perkins Obs. (1) N r . 69. in ZfA 64 464. in J . Astronaut. Sci. 14 99.

§ &2

Nebel, interstellare Materie, interstellarer Baum 5201. T. T. Arny, A s i m p l e m e t h o d f o r s t u d y i n g f r a g m e n t a t i o n i n a s t r o p h y s i c a l s y s t e m s . A p J 145 572—582. — Verf. untersucht das Anwachsen einer Dichtestörung in einer sphärisch-symmetrischen zusammenbrechenden Gaswolke. Der Einfluß anderer Störungen sowie magnetische u n d Rotationseffekte bleiben unberücksichtigt. Die Einbeziehung von Strahlung f ü h r t zu einem grob isothermen Kollaps unter den Bedingungen, die in einer H I - W o l k e u n d im intergalaktischen Medium herrschen. Loh. 5202. N. H. Dieter, W. M. Goss, R e c e n t w o r k o n t h e i n t e r s t e l l a r R e v . Modern P h y s . 38 256—297 = Berkeley Repr. Nr. 339.

medium.

5203. J . Dorschner, T a b e l l e n z u r B e r e c h n u n g d e s Gaswiderstandes a u f b e w e g t e i n t e r s t e l l a r e S t a u b t e i l c h e n . A N 289 185—189 = Mitt. Univ.-Sternw. J e n a Nr. 73. — N a c h Formeln von Baines, Williams u n d Asebiomo (vgl. A J B 65 Ref. 5202) wird die W i d e r s t a n d s k r a f t auf Staubteilchen, die sich im interstellaren Gas bewegen, berechnet u n d in Abhängigkeit v o n Teilchengeschwindigkeit u n d Gastemperatur tabellarisch mitgeteilt. E s werden Näherungsansätze diskutiert. Verf. 5204. G. B. Field, G. H. Herbig, J. L. Hitchcock, R a d i a t i o n t e m p e r a t u r e of s p a c e a t A 2 . 6 m m . A J 71 161 = Berkeley Repr. Nr. 341. — Ref. AAS.

262

VI. Theoretische Astrophysik

66, 1966

5205. G. B. Field, J. L. Hitchcock, T h e r a d i a t i o n t e m p e r a t u r e of s p a c e a t % 2 . 6 m m a n d t h e e x c i t a t i o n of i n t e r s t e l l a r CN. A p J 146 1—6 = Berkeley Repr. Nr. 352. — Aus den Halbwertsbreiten der R(0)- und R(l)Linien des interstellaren CN-Moleküls in den Spektren von f Oph und 'Q Per folgt eine mittlere Anregungstemperatur von 3?1, die praktisch mit der Temperatur der Schwarz-Körperstrahlung der universellen Untergrundstrahlung übereinstimmt. Loh. 5206. G. B. Field, J. L. Hitchcock, C o s m i c black-body X = 2 . 6 m m . Phys. Rev. Letters 16 817—818.

radiation

at

5207. E. J. Gidalewitsch, T h e 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 g a s d u s t m e d i u m . I I . A J UdSSR 43 553—556 (russ. mit engl. Ref.). — Die Dynamik des Staubes in einer stationären Stoßwelle wird in dieser Arbeit für die Fälle Druck P = const und P = Q C2 (g = Dichte, e = Schallgeschwindigkeit = const) behandelt, und es werden die Geschwindigkeiten des Gases und des Staubes in unendlicher Entfernung von der Stoßwellenfront abgeleitet. Die Endgeschwindigkeit des Staubes bei wachsenden und bei zerfallenden Teilchen ist dieselbe. Verf. (ü., gek.) 5208. E. J. Gidalewitsch, T h e p r o p a g a t i o n of i o n i z a t i o n a l d i s c o n t i n u i t i e s in a g a s - d u s t m e d i u m . I I I . AJ UdSSR 43 1018—1024 (russ. mit engl. Ref.). 5209. E. J. Gidalewitsch, Ü b e r d e n Z u s a m m e n s t o ß v o n Gas-StaubW o l k e n . Astroflsika 2 297—306 (russ. mit engl. Ref.). — Die Zerstörung von Staubteilchen in einer Stoßwelle wird diskutiert. Verf. nimmt an, daß sich die Stoßwelle beim Zusammenstoß von zwei Wolken interstellaren Gases bildet. Die maximalen Radien der Teilchen, die in der Stoßwelle zerstört werden können, werden bestimmt. Teilchen mit großen Ausmaßen können ein Gebiet heißen Gases in der Nähe einer Wellenfront bis zur völligen Zerstörung durchqueren. Die Verteilungsfunktion der Partikel — bezüglich ihrer Größen — wird gefunden. Die Möglichkeit einer zweimaligen Durchquerung der Wellenfront durch die Staubteilchen wird diskutiert. Verf. (ü.) 5210. E. J. Gidalewitsch, D i e R o l l e d e s k o s m i s c h e n S t a u b e s b e i d e r E n t w i c k l u n g d e r i n t e r s t e l l a r e n M a t e r i e . Publ. Astrophys. Inst. AlmaAta 7 3—11 (russ. mit engl. Ref.). — Inhalt: 1) Einleitung; 2) Die Adsorption des Gases an Staubteilchen und der Fall der staubförmigen Materie zum Schwerezentrum; 3) Zwei Arten der Gravitationsinstabilität; 4) Die Menge der staubförmigen Materie im interstellaren Medium; 5) Andere Aspekte der Entwicklung von Globulen und gas-staubförmigen Medien; 6) Schlußfolgerungen. Ra. 5211. E. J. Gidalewitsch, Ü b e r d i e A u s b r e i t u n g e i n e r S t o ß w e l l e in e i n e m g a s - s t a u b f ö r m i g e n M e d i u m . Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 7 12—15 (russ. mit engl. Ref.). 5212. J. M. Greenberg, G. Shah, A u n i f i e d m o d e l of i n t e r s t e l l a r e x t i n c t i o n a n d p o l a r i z a t i o n . I. ApJ 145 63—74. — Untersucht wurden die Verhältnisse der Extinktion und Polarisation in interstellarer Materie unter der Annahme, daß die dielektrischen Teilchen die Form von Kreiszylindern haben. Die Wellenlängenabhängigkeit des Polarisationsgrades wird flacher, wenn sich die Richtung des Magnetfeldes der Gesichtslinie nähert oder mit abnehmender Richtungsorientierung der Teilchen. Das erhaltene Verhältnis der Polarisationsgröße zur Extinktion entspricht nahe den Beobachtungen. Eine noch offene Frage ist die nach dem Einfluß des Achsenverhältnisses der Teilchen und der statistischen Verteilung dieser Werte. C. H.

66, 1966

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

263

5213. J. G. Ireland, K. Nandy, V. C. Reddish, N. C. Wickramasinghe, 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 s i t i o n a n g l e of i n t e r s t e l l a r polarization. Nature 212 990—992 = Commun. Roy. Obs. Edinburgh Nr. 35. — Verf. geben eine von Coyne und Gehreis (vgl. Ref. 13307) abweichende Erklärung des obigen Effektes, bei der eine Richtungsänderung des (galaktischen) Magnetfeldes in Zeiten von der Ordnung < 106 Jahren in Betracht gezogen wird. Loh. 5214. H. F. P. Knaap, C. J. N. van den Meijdenberg, J. J. M. Beenakker, H. C. van de Hülst, F o r m a t i o n of m o l e c u l a r h y d r o g e n i n i n t e r s t e l l a r s p a c e . BAN 18 256—258 = Commun. Obs. Leiden. — Es wird untersucht, ob sich H 2 -Moleküle an der Oberfläche von Partikeln kosmischen Staubes durch Begegnung zweier H-Atome bilden können. Wegen der kurzen Verweilzeit der H-Atome an der H a u t der festen Partikel ist ein solches Ereignis äußerst unwahrscheinlich. Eine größere Chance besteht für die Bildung des Moleküls HD. Ho. 5215. K. Kossacki, N i e s t a b i l n o s c g r a w i t a c y j n a o b l o k ô w w p r o c e s i e zgçszczania w wyniku dzialania cisnienia zewnçtrznego jako m e c h a n i z m t w o r z e n i a siç k o n d e n s a c j i p r z e d g w i a z d n y c h . Postçpy Astr. 14 132. — Ref. PTA. 5216. M. Kubiak, K. Stçpien, S o m e r e m a r k s o n i o n i z a t i o n f r o n t s i n i n t e r s t e l l a r m a t t e r c o n t a i n i n g m o l e c u l a r h y d r o g e n . AA 16 151— 155 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 209. — Der Einfluß der Beimischung molekularen Wasserstoffs auf den Verlauf der Ionisierungsfronten in der Nachbarschaft von heißen Sternen wurde untersucht. Aus den Betrachtungen der Verf. folgt, daß alle Atomprozesse auf einer Front stattfinden und daß ein Zusatz von molekularem Wasserstoff die dynamischen Effekte der Wechselwirkung zwischen dem interstellaren Oas und dem Strahlungsfeld der heißen Sterne nicht wesentlich ändert. E. R . 5217. M. Lantos, 263—270.

L'hydrogène

moléculaire

interstellaire.

BSAF 80

5218. B. M. Lasker, A n i n v e s t i g a t i o n of t h e d y n a m i c s of o l d H I I r e g i o n s . A p J 143 700—721. — H II-Wolken werden gasdynamisch behandelt; der Einfluß magnetischer Felder auf die allgemeine Dynamik erweist sich als gering. Die Übereinstimmung der Theorie mit den Beobachtungen ist brauchbar, doch sind weitere Prüfungen erwünscht. FS 5219. B. M. Lasker, I o n i z a t i o n f r o n t s f o r H I I r e g i o n s w i t h f i e l d s . A J 71 167—168 (Ref. AAS); A p J 146 4 7 1 ^ 7 9 .

magnetic

5220. D. McNally, A c o m p a r i s o n of c e r t a i n i n t e r s t e l l a r a n d p r o b l e m s . Vgl. Ref. 1330 S. 581—584.

cometary

5221. L. Mestel, T h e m a g n e t i c f i e l d of a c o n t r a c t i n g g a s c l o u d . I . S t r i c t f l u x - f r e e z i n g . MN 133 265—284. — Der Anfang der Sternentstehung, solange magnetische Dissipation noch unwichtig ist, wird an H a n d eines speziellen Beispiels berechnet. Ursprünglich homogenes Gas und Magnetfeld werden kugelsymmetrisch, aber ungleichmäßig zusammengedrückt. Das entstehende, beinahe radiale Magnetfeld erzeugt eine Kraft, welche das außen befindliche Gas (mit kleiner Dichte) gegen den Äquator drückt. Die danach folgenden Bewegungen in der Äquatorebene erzeugen ein neues Gleichgewicht. Währenddessen fällt der Rest des Gases unter dem Einfluß der Gravitation weiter ins Zentrum. DGW 5222. P. G. Mezger, 256—258.

Maser-Effekte

im

interstellaren

Raum.

SuW 5

5223. E. N. Parker, T h e d y n a m i c a l s t a t e of t h e i n t e r s t e l l a r g a s a n d f i e l d . A p J 145 811—833. — Nach einer Diskussion von Beobachtungen und

264

66, 1966

VI. Theoretische Astrophysik

von Deutungsversuchen zum interstellaren Magnetfeld zeigt Verf. unter einer Reihe plausibler Annahmen, daß das Magnetfeld durch das interstellare Gas in der galaktischen Scheibe gebunden wird. Das gekoppelte System aus Gas und Magnetfeld ist instabil, womit die beobachtete Wolkenstruktur des Gases erklärt werden kann. Die Wolken werden im wesentlichen durch eine hydromagnetische Selbstanziehung des Gases zusammengehalten, die erheblich stärker als die Eigengravitation der Wolken sein kann. Wn. 5224. K. Rohlis, D i e T e m p e r a t u r v e r t e i l u n g d e s i n t e r s t e l l a r e n HIG a s e s . ZfA 64 487—503 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Bonn Nr. 73. — Die Verteilungsfunktion der Temperatur der interstellaren HI-Wolken wurde mit Hilfe einer exakten Statistik der Wolkenstöße und einer quantitativen Durchrechnung der Abkühlungsfunktion hergeleitet. Es gibt zwei Möglichkeiten, den gemessenen harmonischen Mittelwert der Temperatur zu erklären. Entweder gibt es sehr energiereiche Aufheizmechanismen für das Gas, die um mehrere Zehnerpotenzen leistungsfähiger sind als alle bisher betrachteten Prozesse, oder die Dichte des molekularen Wasserstoffs muß kleiner sein als n (H 2 ) < 0.001 n(H). Verf. 5225. P. G. Roll, D. T. Wilkinson, Cosmic background radiation at 3 . 2 c m — S u p p o r t f o r c o s m i c b l a c k - b o d y r a d i a t i o n . Phys. Rev. Letters 16 405—407. — Vorläufiger Bericht über eine Messung der Mikrowellenuntergrundstrahlung bei 3.2 cm. Der gemessene Fluß entspricht dem eines schwarzen Körpers von 3?0 ± 0?5. Loh. 5226. A. F. Saaf, On t h e s t a b i l i t y of i o n i z a t i o n f r o n t s . I I . A p J 145 116—120. — Vergleich numerischer Rechnungen für die Zuwachsraten instabiler Ionisationsfronten mit analytischen Näherungen. Oster 5227. I. S. Schklowskij, R e l i k t s t r a h l u n g d e s U n i v e r s u m s u n d d i e B e s e t z u n g d e r R o t a t i o n s n i v e a u s i n t e r s t e l l a r e r M o l e k ü l e . AC Nr. 364 S. 1—3 (russ.). 5228. I. S. Schklowskij, D i e S t r a h l u n g E f f e k t . AC Nr. 372 S. 1—6 (russ.). 5229. I. S. Schklowskij, D a s S. 9—15 (russ.).

Problem

von des

«Mysterium»

«Mysteriums».

als

Maser-

E u W 2 Nr. 6

5230. M. Siraoda, S. Kikuchi, W. Unno, O n t h e c o n d e n s a t i o n of i n t e r s t e l l a r g a s . I V . T h e g r a v i t a t i o n a l c o n t r a c t i o n . Publ. Astr. Soc. J a p a n 18 31—46 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 69. — Mit dem in I I I (vgl. A J B 63 Ref. 5215) diskutierten Modell einer polytropen Gaskugel mit n = —3.32 als Ausgangspunkt wird jetzt die gravitative Kontraktion einer Wolke im Ganzen untersucht. Die Wolke soll immer kugelsymmetrisch sein, homolog kontrahieren (bzw. expandieren) und eine bestimmte chemische Zusammensetzung haben. Turbulenz wird berücksichtigt, ebenso Erwärmung durch suprathermische Teilchen von außen und Abkühlung durch positive Ionen. Bei einer Randtemperatur von 100° und kleinen Randdichten (n^ = 1 bzw. 10/cm 3 ) erfolgt die Kontraktion im freien Fall; bei derselben Temperatur, aber größerer Dichte (nb = 100/cm 3 ) setzen Schwingungen ein, die erst dann in Kontraktion übergehen, wenn die Wolke in kleinere zerfällt. Tabellen und Abbildungen veranschaulichen dies. Loh. 5231. R. Sittel, N u a g e s d e p o u s s i è r e s d e s é t o i l e s . L a Nature 94 258—262.

dans

la

Galaxie

et

naissance

5232. T. P. Stecher, D.A.Williams, Interstellar molecule formation. A J 71 399—400 (Ref. AAS); A p J 146 88—103. — Interstellare Moleküle bilden sich bei chemischen Austauschreaktionen zwischen Atomen des inter-

66, 1966

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

265

stellaren Gases und Atomen, die chemisch in interstellaren Körnchen gebunden sind. Graphitkörnchen spielen hierbei eine wichtige Rolle. Produktionsraten werden für die Moleküle H 2 , CH, OH, N H , CN, CO und N 2 als Punktionen von Temperatur und Druck gegeben. Sternstrahlung kann die Moleküle wieder dissoziieren. I n einem kalten und ruhenden Gas bilden sich keine Moleküle, bei höheren Temperaturen im Zuge von Kollisionen interstellarer Wolken wird H 2 gebildet. Loh. 5233. T. P. Stecher, D. A. Williams, O n t h e i n t e r s t e l l a r H 2 a b u n d a n c e . Publ ASP 78 76—78. — Zu der von van de Hülst etc. vertretenen Ansicht von der Bildung des H 2 -Moleküls im interstellaren Gas an der Oberfläche von Eiskörnchen lieferte McDowell einen Bildungsprozeß über das H - - I o n . Verf. zeigen, daß der direkte Zustrom von H 2 -Molekülen durch den Massenabfluß der roten Riesen ergiebiger ist als die Produktion durch die H~-Reaktion. Ho. 5234. W. Stein, I n f r a r e d r a d i a t i o n f r o m i n t e r s t e l l a r g r a i n s . A p J 144 318—325. — Die Energieverteilung der von interstellaren Körnchen emittierten Infrarotstrahlung (A > 10 fi) kann, wenn sie gemessen werden könnte, Näheres über die Temperatur und die Zusammensetzung der Körnchen erbringen. I n Frage kommen vor allem metallische und dielektrische (Eis) Partikel sowie Graphitkörnchen und Plattsche (großmolekulare) Teilchen. Die Polarisation der Strahlung würde außerdem Aufschlüsse über galaktische Magnetfelder liefern. Einige beobachtungstechnische Aspekte werden ebenfalls kurz erörtert. Loh. 5235. W. Stein, I n f r a r e d e m i s s i o n b y c i r c u m s t e l l a r d u s t . A p J 145 101—105. — Der bei manchen B-Sternen, z. B. a Leo, festgestellte Strahlungsüberschuß im fernen Infrarot bei etwa 10 p kann dadurch erklärt werden, daß Partikel einer zirkumstellaren Staubwolke durch die Sternstrahlung erwärmt werden und selbst in jener Wellenlänge strahlen. Modelle solcher Wolken, insbesondere den Durchmesser der Teilchen betreffend, werden diskutiert. C. H . 5236. P. Thaddeus, J . F. Clauser, C o s m i c m i c r o w a v e r a d i a t i o n a t 2 . 6 3 m m f r o m o b s e r v a t i o n s of i n t e r s t e l l a r CN. Phys. Rev. Letters 16 819—822. — Aller Wahrscheinlichkeit nach kann die Rotationstemperatur der interstellaren CN-Violettbande («< 3?5) die Messung des kosmischen Rauschens bei 2.63 m m ermöglichen, wenn CN in HI-Regionen vorkommt. Demgegenüber werden in HII-Regionen im wesentlichen Stöße die Rotationstemperatur bestimmen. Loh. 5237. D. A. Tidman, D a m p i n g of i n t e r s t e l l a r p l a s m a w a v e s b y t h e c o s m i c - r a y g a s . A p J 144 615—627. — Die Fortpflanzung von Wellen in einem thermischen Plasma — wie etwa im interstellaren Medium oder dem Plasma eines Supernovarestes — wird durch relativistische Teilchen gedämpft. Loh. 5238. D. G. Wentzel, I n t e r s t e l l a r c l o u d s a n d P e t s c h e k ' s m e c h a n i s m f o r d i s s i p a t i n g m a g n e t i c f i e l d s . A p J 145 595—615. — Petscheks Lösung f ü r die Dissipation der Magnetfelder bei einem neutralen P u n k t wird auf interstellare Magnetfelder angewandt. I n HI-Wolken beeinflussen Strömungen mit etwa 100 Atomen/cm 3 sowohl die 21 cm-Beobachtungen wie auch unsere Berechnungen der relativen Häufigkeit von H, Ca und Na. Konsequenzen einer magnetischen Trennung der Wolken vom allgemeinen galaktischen Magnetfeld betreffen die interstellare Polarisation, die Entstehung der Spiralarme und die Entwicklung einzelner Wolken mit einer Lebensdauer von etwa 108 Jahren. DGW 5239. D. S. De Young, W. I. Axford, O n e - d i m e n s i o n a l d r i v e n s h o c k f r o n t s i n i n h o m o g e n e o u s m e d i a . A J 71 852. — Ref. AAS. Graphitteilchen 5240. J . Bserentzen, I s og g r a f i t . NAT 1966 S. 68—77.

266

VI. Theoretische Astrophysik

66, 1966

5241. B. Donn, N. C. Wickramasinghe, J. P. Hudson, T. P. Stecher, F o r m a t i o n of g r a p h i t e g r a i n s i n c o o l s t a r s . A J 71 853. — Ref. AAS. 5242. C. Friedemann, K.-H. Schmidt, W i r k u n g s f a k t o r e n v o n Graphitt e i l c h e n . Wiss. Z. Friedrich-Schiller-Univ. J e n a 15 173—178 = Mitt. Univ. Sternw. J e n a Nr. 72. — I n letzter Zeit wurde von F. Hoyle und N. C. Wickramasinghe (vgl. A J B 62 Ref. 5212) die ursprünglich von E. Schatzman und R . Cayrel (vgl. A J B 54 Ref. 12544) aufgestellte Hypothese diskutiert, nach der die interstellaren Staubteilchen hauptsächlich aus Graphit bestehen. Daher erscheint es notwendig, die Wirkungsfaktoren f ü r kleine Partikeln, die aus Graphit aufgebaut sind, zu bestimmen. Auf der Grundlage der Mieschen Streuungstheorie werden in der vorliegenden Untersuchung f ü r Teilchen dieser Art die Wirkungsfaktoren für Extinktion Qext> für Streuung Q s c und für Strahlungsdruck Q p r berechnet. Diese Größen sind die Verhältnisse zwischen den optisch wirksamen und den geometrischen Querschnitten der Partikeln. Verf. 5243. J. M. Greenberg, P o l a r i z a t i o n and extinction by c y l i n d e r s a n d g r a p h i t e f l a k e s . A J 71 163. — Ref. AAS.

dielectric

5244. J . M. Greenberg, 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 by s m a l l g r a p h i t e f l a k e s . A p J 145 57—62. — Für kleine Partikel abgeplatteter Gestalt hängt die Polarisation in etwa der gleichen Weise von der Wellenlänge ab wie die Extinktion. FS 5245. J. M. Greenberg, T h e o p t i c s of i n t e r s t e l l a r S. 291—299.

grains.

Vgl. Ref. 1312

5246. S. Rucinski, Z a l e z n o s c p o l a r y z a c j i o d b a r w y d l a k r y s z t a î ô w g r a f i t u . Postçpy Astr. 14 289—291. — Zusammenfassung der Ergebnisse einer Arbeit von J . M. Greenberg (1965) über die Abhängigkeit der von Graphitstäubchen hervorgerufenen Polarisation von der Farbe. E. R . 5247. T. P. Stecher, D. A. Williams, A n o b s e r v a t i o n a l d i s t i n c t i o n b e t w e e n i n t e r s t e l l a r g r a i n m o d e l s . Publ ASP 78 549—550. — Verf. berechnen die Streuung von Röntgen-Strahlen an interstellaren Graphitkörnern. Der optischen Tiefe 1 entspricht f ü r Eis- und Graphitkörner ungefähr dieselbe Entfernung: bei 3 Â «a 10 kpc, bei 10 Â sa 1 kpc. Die charakteristischen Streuwinkel sind jedoch für Eis und Graphit sehr verschieden: bei 3 Â (10 À) für Eis 3!4 (11 !5) und für Graphit 17' (57'). Eine 30 kpc entfernte punktförmige Röntgen-Quelle h ä t t e bei Streuung an Eis- bzw. Graphitkörnern bei 3 Â einen Durchmesser von 2!4 bzw. 12'. Die Streuung von Röntgen-Strahlen könnte also zur Unterscheidung zwischen Eis- und Graphitkörnern dienen und umgekehrt auch zur Bestimmung von Entfernungen der Röntgen-Quellen. Ond. 5248. N. C. Wickramasinghe, O n t h e o p t i c s of s m a l l g r a p h i t e s p h e r e s , I . MN 181 263—269. 5249. K. S. K. Swamy, N. C. Wickramasinghe, On g r a p h i t e s p h e r e s , I I . MN 132 193—200.

the

optics

of

small

5250. C. Grevesse-Guiilaume, N. C. Wickramasinghe, O n t h e o p t i c s of s m a l l g r a p h i t e s p h e r e s , I I I . MN 132 471—473 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 518. 5251. N. C. Wickramasinghe, W . D . R a y , C. Wyld, O n t h e t r i b u t i o n of i c e g r a i n s i z e s . MN 132 137—142.

frequency

dis-

5252. N. C. Wickramasinghe, M. W. C. Dharmawardhana, C. Wyld, L i g h t s c a t t e r i n g b y g r a p h i t e c o r e - i c e m a n t l e g r a i n s . MN 134 25—36. — Interstellare Absorption und Albedo werden f ü r sphärische Graphitkerne mit einer

66, 1966

267

53. Sternatmosphären

sphärischen Eishülle berechnet. Besonders im infraroten Wellenlängenbereich wird die meiste Absorption vom K e r n verursacht. F ü r einen Kernradius < 0.06 fi u n d f ü r eine f r ü h e r berechnete Größenverteilung der Hüllen p a ß t die theoretische Absorption g u t zu den Beobachtungen in Cygnus. DGW 5253. N. C. Wickramasinghe, B. D. Donn, T.P.Stecher, D . A . W i l l i a m s , W a v e l e n g t h d e p e n d e n c e of i n t e r s t e l l a r p o l a r i z a t i o n b y g r a p h i t e g r a i n s . N a t u r e 212 167—168. — Beobachtungsdaten über interstellare Polarisation können g u t u n t e r der A n n a h m e gedeutet werden, daß Graphitkörner vorliegen. FS A J B 65 Ref. 5225 = Contr. I n s t . d'Astrophys. Paris (A) N r . 332. A J B 65 Ref. 5226 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 333.

§ 53

Sternatmosphären 5801. B . W . A b r a h a m , B o u n d a r y layer a t m o s p h e r e . P h y s . Fluids 9 99—101.

of

an

equilibrium

plasma

5302. R. G. Athay, T h e o r e t i c a l l i n e i n t e n s i t i e s . I V . S o u r c e f u n c t i o n s a n d e q u i v a l e n t w i d t h s . A p J 144 1159—1169 = Sonderdruck Max-PlanckI n s t . Phys. Astrophys. München. 5303. L. N. Basanowa, W. A. Krat, O n t h e d e p e n d e n c e of t h e s o u r c e f u n c t i o n of t h e p r o p e r e m i s s i o n o n t h e g e n e r a l s o u r c e f u n c t i o n of r a d i a t i o n . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Pulkowo 24 Nr. 4 (180) S. 3—10 (russ. mit engl. Ref.). 5304. A. A. Bojartschuk, T h e B a l m e r d e c r e m e n t i n t h e s p e c t r a of m o v i n g m e d i u m s . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 35 45—80 (russ. m i t engl. Ref.). — Berechnung der Besetzungszahlen der Niveaus des Wasserstoffs, der Zahl der Quantenübergänge u n d der relativen I n t e n s i t ä t e n der Balmer-Linien f ü r eine bewegte Hülle nach Sobolews Theorie. E s zeigt sich eine starke Abhängigkeit des Balmer-Dekrements von ß21" (für L a - Q u a n t e n ) . Labs 5305. V. Caloi, G. Conforto, T e o r i a n o n l i n e a r e d e l l e o s c i l l a z i o n i n e l l ' a t m o s f e r a d i u n a v a r i a b i l e . Mem SA I t (NS) 37 593—605 = L a b . Astrofls. Frascati Contr. Nr. 6. — Betrifft eine Atmosphäre im Strahlungsgleichgewicht, die von u n t e n her von einem veränderlichen Strahlungsfluß durchsetzt wird u n d dadurch ins Schwingen gerät. Loh. 5306. R. Cayrel, G. Cayrel de Strobel, A b u n d a n c e s t e l l a r s p e c t r a . Vgl. Ref. 823 S. 1—18.

determinations

from

5307. S. T. Chabibullin, N. A. Sachibullin, D i e W a s s e r s t o f f l i n i e n i n der N ä h e d e r B a l m e r - G r e n z e . Publ. S t ä d t . Astr. Obs. Lenin-Staatsuniv. K a s a n Nr. 34 S. 71—86 (russ.). 5308. R. D. Chapman, R a d i a t i v e t r a n s f e r i n e x t e n d e d s t e l l a r a t m o s p h e r e s . A p J 143 61—74 = H a r v R e p r Nr. 700. — Der Strahlungsaustausch in einer grauen Atmosphäre wird u n t e r Berücksichtigung der K r ü m m u n g der Schichten untersucht. Näherungslösungen früherer Autoren werden durch bessere Ansätze ersetzt; dabei wird vorausgesetzt, daß die mittlere Strahlungsintensität eine quadratische F u n k t i o n der optischen Tiefe ist. FS

268

VI. Theoretische Astrophysik

66, 1966

5309. 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 I . T h e i n f l u e n c e of t h e v e l o c i t y g r a d i e n t o n t h e s p e c t r a l l i n e s . S o m e n u m e r i c a l r e s u l t s . AA 16 249—274. — Der Einfluß des Geschwindigkeitsgradienten eines gegebenen Sternatmosphärenmodells auf die Profile und Äquivalentbreiten mancher Absorptionslinien im Modell einer statischen Atmosphäre wird diskutiert. Die Diskussion wird auf den Fall reiner Absorption begrenzt. Die Linienprofile wurden mit Hilfe der elektronischen Maschine Elliott 803 berechnet. Die Transportgleichung wurde an die Rechentechnik angepaßt. Zur Berechnung der Linienprofile und der Äquivalentbreiten wurde das Atmosphärenmodell f ü r einen Hauptreihenstern vom Typ B 2 von A. B. Underhill (vgl. A J B 60 Ref. 5349) herangezogen. Die Ergebnisse werden in Diagrammen und numerischen Tafeln angegeben. I n der Diskussion der Ergebnisse wurde festgestellt, daß die Existenz eines beliebigen Geschwindigkeitsgradienten in einer Sternatmosphäre mit einer Vergrößerung der Äquivalentbreite der Absorptionslinien verbunden ist. Die Existenz eines Geschwindigkeitsgradienten wurde auf Grund einer Analyse der Linienasymmetrie festgestellt. E. R . 5310. T. Ciurla, L i n i e a b s o r p c y j n e p o w s t a j ^ c e w a t m o s f e r a c h z g r a d i e n t e m p r ç d k o s c i . Postçpy Astr. 14 117. — Ref. PTA.

gwiazd

5311. » . D. Clayton, S t e l l a r - w i n d l u m i n o s i t y . A J 71 381. — Ref. AAS. 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 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 s . I I . A J 71 850—851 (Ref. AAS); A p J 146 914—939 = Contr. Perkins Obs. (1) Nr. 79. 5313. P. Delache, U n e g é n é r a l i s a t i o n d e l ' a p p r o x i m a t i o n E d d i n g t o n . Ann d'Astrophys 29 109—112.

de

Barbier-

5314. C. Friedemann, K.-H. Schmidt, D a s W a c h s t u m u n d d i e B e w e g u n g v o n G r a p h i t t e i l c h e n in d e n Ä t m o s p h ä r e n v e r ä n d e r l i c h e r K o h l e n s t o f f s t e r n e . Mitt. AG Nr. 21 S. 103. — Ref. AG. 5315. Y. Fujita, T. Tsuji, H. Maehara, T h e c a r b o n i s o t o p e r a t i o i n s o m e c o o l c a r b o n s t a r s . Proc. J a p a n Acad. 42 765—770 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 74. 5316. 0 . Gingerieh, L i m b d a r k e n i n g f o r a g r i d of m o d e l s t e l l a r s p h e r e s . A p J 144 1213—1215.

atmo-

5317. D. 0 . Gough, R. J. Tayler, T h e i n f l u e n c e of a m a g n e t i c f i e l d o n 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 c o n v e c t i v e i n s t a b i l i t y in a n i d e a l l y c o n d u c t i n g f l u i d . MN 133 85—98. — Verf. leiten ein Stabilitätskriterium ab und wenden es auf das Sonnenfleckenmodell von Chitre (vgl. A J B 63 Ref. 6508) an. Loh. 5318. R. Grover, J. W. Hardy, T h e p r o p a g a t i o n of s h o c k s i n e x p o n e n t i a l l y d e c r e a s i n g a t m o s p h e r e s . Ä p J 143 48—60. — Die Ausbreitung einer Explosionswelle wird durch numerische Integration der hydrodynamischen Gleichungen untersucht. Das asymptotische Verhalten der Wellen ist weitgehend unabhängig von der Art der Explosion. Die Resultate stimmen mit denen von Chisnell aus dem J a h r 1955 gut überein. FS 5319. C. Guillaume, T h e o r e t i c a l m o d e l of a B 1 . 5 s t a r w i t h l i n e b l a n k e t i n g . BAN 18 175—184 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 152. 5320. G. A. Gursadjan, D i e p h y s i k a l i s c h e N a t u r d e r k o n t i n u i e r l i c h e n E m i s s i o n i n s t a t i o n ä r e r S t e r n e . Astrofisika 2 217—234 (russ. mit engl. Ref.). — Das Aufleuchten instationärer Sterne kann vom umgekehrten ComptonEffekt bewirkt werden. Plötzlich über der Photosphäre auftretende schnelle Elek-

66, 1966

53. Sternatmosphären

269

tronen wandeln infrarote photosphärische Quanten in visuelle und violette um. Das Licht sollte während solcher Aufhellungen polarisiert sein. I n Sternen früher und mittlerer Spektraltypen (0—G) kommt es nicht zu derartigen Erscheinungen. Loh. 5321. G. A. Gursadjan, G e n e r a t i o n of a c o n t i n u o u s e m i s s i o n i n c o l d s t a r s . DAN 166 53—56 (russ.). — Unter Zugrundelegung des umgekehrten Compton-Effekts wurden für Sterne der Typen M 0, M 5 und M 6 die UBV-Farbenexzesse nach Maßgabe unterschiedlicher Elektronenenergiespektren berechnet. Die in einer Tabelle zusammengefaßten Ergebnisse lassen die bei Eruptionen von UV Ceti- und T Tauri-Sternen beobachtete Intensitätsverschiebung vom Infrarot zu kürzeren Wellenlängen quantitativ erkennen. Petri 5322. 0 . P. Hollaiidskij, A. T. Tschub, A n i n v e s t i g a t i o n of t h e t u r b u l e n c e s p e c t r u m i n a p p l i c a t i o n t o s t e l l a r a t m o s p h e r e s . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 35 34—44 (russ. mit engl. Ref.). — Die Lösung der Spektralgleichung der isotropen Turbulenz wird unter Berücksichtigung der Dissipation der Energie von Stoßwellen in Anwendung auf die Verhältnisse in den Atmosphären von B-F-Überriesen untersucht. I m Bereich der Wellenzahlen, denen die Bewegungen mit den Machschen Zahlen M^ 1 entsprechen, ist das Spektrum steiler als das Kolmogorowsche, aber nicht steiler als k - 3 . Verf. (ü.) 5323. L. Houziaux, L e t r i p l e t O l à 7 7 7 2 Â d a n s l e s é t o i l e s B 3 - A 0 d e l a s é q u e n c e p r i n c i p a l e . I . I n t e n s i t é s e t p r o f i l s t h é o r i q u e s . Bull. Cl. Sci. Acad. roy. Belgique (5) 52 202—228 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 521. lengths and the 5324. D. G. Hummer, J. C. Stewart, T h e r m a l i z a t i o n h o m o g e n e o u s t r a n s f e r e q u a t i o n i n l i n e f o r m a t i o n . A p J 146 290—294. 5325. H. R. Johnson, A n o n - L T E c u r v e of g r o w t h . Vgl. Ref. 1310 S. 157. 5326. R. Kandel, L e s h a l o g è n e s (B) 262 309—311. * * R.Kandel, Vgl. Ref. 1670.

L'absorption

d a n s les a t m o s p h è r e s

continue

de

l'ion

s t e l l a i r e s . CR

négatif

du

chlore.

5327. S. Kato, T h e r e s p o n s e of a n u n b o u n d e d a t m o s p h e r e t o p o i n t d i s t u r b a n c e s . I. T i m e - h a r m o n i c d i s t u r b a n c e s . A p J 143 893—903. 5328. S. Kato, T h e r e s p o n s e of a n u n b o u n d e d a t m o s p h e r e t o d i s t u r b a n c e s . I I . I m p u l s i v e d i s t u r b a n c e s . A p J 144 326—336. 5329. N. S. Komarow, N. A. Miskin, M o d e l l a t m o s p h ä r e n v o n A 7 - S t e r n e n . Vgl. Ref. 1150 S. 61—69 (russ. mit engl. Ref.).

AO-

point und

5330. I. M. Kopylow, E l e c t r o n d e n s i t i e s i n t h e a t m o s p h e r e s of h o t s t a r s . I I . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 35 11—33 (russ. mit engl. Ref.). — I m Anschluß an I . M. Kopylow I (vgl. A J B 61 Ref. 5330) werden die an Unsölds Methode anzubringenden Korrektionen f ü r die Elektronendichte berechnet. Es ergeben sich A l o g n e = - 0 . 5 bis - 1 . 4 für O - F - H a u p t r e i h e n s terne und - 0 . 4 6 bis — 1.08 für Überriesen. Labs 5331. A. Kruusmaa, A. Sapar, A m e t h o d f o r c a l c u l a t i n g m o d e l s t e l l a r a t m o s p h e r e s a n d t h e c o n t i n u o u s s p e c t r u m of e a r l y - t y p e s t a r s . Tartu Astr. Obs. Pubi. 35 82—108 (russ. mit engl. Ref.).

270

66, 1966

VI. Theoretische Astrophysik

5332. J. Kubikowski, P r o c e s y w j o n i z u j ^ c y m s i ç g a z i e . Postçpy Astr. 14 117. — Ref. P T A . 5333. J . L. Kulander, V e l o c i t y d e p e n d e n t t i o n . A J 71 167. — Ref. AAS.

non-LTE

5334. J . I . Kulander, J . T. Jefferies, I n f e r e n c e a s y m m e t r i e s . A p J 146 194—206.

of

line

source

velocities

func-

from

line

5335. I. Kuusik, O n t h e s i g n i f i c a n c e of s c a t t e r i n g a n d a b s o r p t i o n i n t h e h y d r o g e n l i n e s of s t e l l a r s p e c t r a . T a r t u Astr. Obs. P u b l . 35 397— 404 (russ. mit engl. Ref.). 5336. J . Lemaire, Evaporative and hydrodynamical atmospheric m o d e l s . A n n d'Astrophys 29 197—203 = I n s t . d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 155. 5337. J . Linsky, S u r f a c e t e m p e r a t u r e s i n l a t e - t y p e m o d e l A J 71 863. — Ref. AAS.

atmospheres.

5338. D. Mihalas, J . L. Henshaw, S t u d i e s of t h e p e c u l i a r A s t a r s . I I I . Model-atmosphere line-strength calculations with application to t h e A p s t a r s . A p J 144 25—58. 5339. D. Mihalas, B a l m e r - l i n e - b l a n k e t e d m o d e l a t m o s p h e r e s t y p e s t a r s . A p J Suppl 13 1—29. — Ref. in A p J 144 454.

for

A-

5340. D. Mugglestone, B. J. O'Mara, T h e i n f l u e n c e of S t a r k b r o a d e n i n g o n a b u n d a n c e d e t e r m i n a t i o n s . MN 132 87—99. — Ein R e c h e n p r o g r a m m ist entwickelt worden, u m Linienbreiten, besonders den Beitrag des Stark-Effektes, u n d entsprechende Wachstumskurven f ü r die Sonne automatisch zu berechnen. Die Anwendung auf N a liefert nach Behandlung der Unsicherheiten u n d des Einflusses des Stark-Effektes log A (Na) = 6.15 als beste Schätzung. DGW 5341. I. P. Nedjalkoff, Ü b e r d i e D y n a m i k d i c h t e r a s t r o p h y s i k a l i s c h e r H ü l l e n . Nachr. Phys. Inst. A N E B 14 109—126 (bulgar. mit russ. u n d engl. Ref.). — Ref. in R J U d S S R 1966 12.51.223. 5342. Y. Osaki, O n t h e a t m o s p h e r e of a r o t a t i n g s t a r . P u b l . Astr. Soc. J a p a n 18 7—22 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 67. 5343. E.N.Parker, D y n a m i c a l p r o p e r t i e s of s t e l l a r c o r o n a s a n d s t e l l a r w i n d s . V. S t a b i l i t y a n d w a v e p r o p a g a t i o n . A p J 143 32—37. — Die Stabilität der K o r o n a gegen radiale Wellen ist im Fall einer Expansionsbewegung die gleiche wie im statischen Fall. FS 5344. I. B. Pustylnick, O n t h e p r o b l e m of t h e c o n t i n u o u s s p e c t r u m f o r s t a r s w i t h e x t e n d e d a t m o s p h e r e s . T a r t u Astr. Obs. P u b l . 35 138— 152 (russ. mit engl. Ref.). 5345. N. Sack, O n t h e f i t t i n g of r a d i a t i v e l a y e r s t o c o n v e c t i v e i n s t e l l a r a t m o s p h e r e s . A n n d'Astrophys 29 633—637 = Contr. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 312.

ones Inst.

5346. E . Schatzman, O s c i l l a t o r y a n d w a v e m o t i o n i n s t e l l a r a t m o s p h e r e s . Trans. I A U 12B 543—547 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) N r . 326. 5347. P. Souffrin, H y d r o d y n a m i q u e d ' u n e a t m o s p h è r e p e r t u r b é e p a r u n e z o n e c o n v e c t i v e t u r b u l e n t e s o u s - j a c e n t e . A n n d'Astrophys 29 55—101, 413 = Contr. I n s t . d'Astrophys. Paris (B) Nr. 299.

66, 1966

53. Sternatmosphären

5348. S. E. Strom, R. Kurucz, S t a t i s t i c a l p r o c e d u r e f o r c o m p u t i n g b l a n k e t e d m o d e l s t e l l a r a t m o s p h e r e s . A J 71 181. — Ref. AAS.

271 line-

5349. S. E. Strom, W. Kalkofen, D e v i a t i o n s f r o m L T E a n d t h e i r e f f e c t on s t e l l a r s p e c t r a in t h e r a n g e B 5 t o FO. A J 71 873—874. — Ref. AAS. 5350. S. E. Strom, 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 t h e 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 r a n g e B 5 - A 0 . A p J 144 76—95 = Harv Repr Nr. 708. — Verf. teilen Einzelheiten über eine Reihe von Modellatmosphären mit, in denen Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht im 2. und 3. Quantenzustand des neutralen Wasserstoffs vorkommen. Die Modelle überdecken den Bereich 9000° < T e ft < 15000° für log g = 4.0. Neben der Opazität durch neutralen Wasserstoff ist die von H~, H 2 +, H e i , H e l l , S i l , M g l herrührende berücksichtigt worden, ferner noch Elektronen- und Rayleigh-Streuung. In allen Fällen folgt aus den Rechnungen ein Balmer-Sprung, der kleiner ist als der einer Atmosphäre im L T E entsprechender effektiver Temperatur. Dies ist auf die Unterbesetzung des 2. Niveaus zurückzuführen. Infolge des kleineren Balmer-Sprungs müssen die effektiven Temperaturen von B 5 bis A0 um 2000° (B5V) bis 500° (A0V) verkleinert werden. Eine solche Änderung der Teff-Skala beeinflußt merklich die ermittelten Häufigkeiten gewisser chemischer Elemente, wie im Fall von Wega und Sirius für Ti I I , F e I und Fe I I gezeigt wird. Verf. (ü.) 5351. Z. Suemoto, I n t e r p r e t a t i o n o f K e m i s s i o n l i n e p r o f i l e . Japan Acad. 42 777—782 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 76.

Proc.

5352. T. Tsuji, S o m e p r o b l e m s on t h e a t m o s p h e r i c s t r u c t u r e s o f l a t e t y p e s t a r s . Proc. Japan Acad. 42 258—263 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 64. — Ref. in Phys. Abstr. 70 1692. 5353. T. Tsuji, T h e m o d e l a t m o s p h e r e s o f M - t y p e s t a r s . Proc. Japan Acad. 42 771—776 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 75. — Ref. in Phys. Abstr. 70 1692. 5354. T. Tsuji, T h e a t m o s p h e r i c s t r u c t u r e o f l a t e - t y p e s t a r s . I. P h y s i c a l p r o p e r t i e s o f cool g a s e o u s m i x t u r e s a n d t h e e f f e c t o f m o l e c u l a r l i n e a b s o r p t i o n on s t e l l a r o p a c i t i e s . Publ. Astr. Soc. Japan 18 127—173 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 71, mit einer Berichtigung in Publ. Astr. Soc. Japan 19 119. 5355. A. B . Underhill, A c r i t i q u e o f m e t h o d s b a s e d on c o m p l e x s e n t a t i o n s o f s t e l l a r a t m o s p h e r e s . Vgl. Ref. 1310 S. 118—134.

repre-

5356. A. B. Underhill, C o m p u t a t i o n o f e m e r g e n t f l u x a n d i n t e n s i t i e s for b l a n k e t i n g - e f f e c t models and comparison with observation. Vgl. Ref. 1339 S. 675—689 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 19. 5357. M. S. Vardya, M a r c h w i t h d e p t h o f m o l e c u l a r a b u n d a n c e s in t h e o u t e r l a y e r s o f K a n d M s t a r s . MN 134 347—370. — E s wird versucht, ein Atmosphärenmodell für K - und M-Sterne zu berechnen. Mit Hilfe dieses Modells wird die Häufigkeit von 100 möglichen Molekülen der Elemente H, C, N, O, Na, K , Si, Mg, Ca, AI, Ti, V, Zr, C1 und S abgeschätzt. Die Abhängigkeit dieser Häufigkeiten von der optischen Tiefe wird angegeben. Mehrere neue Verbindungen werden genannt, die eine wichtige Rolle in den Atmosphären später Typen spielen können. Die Beobachtbarkeit bestimmter Moleküle hängt von der r-Abhängigkeit ihrer Häufigkeit entscheidend ab. Labs 5358. M. S. Vardya, S i m p l i f i e d d e s c r i p t i o n o f t h e l i n e a b s o r p t i o n c o e f f i c i e n t in b l a n k e t i n g e f f e c t c o m p u t a t i o n . Vgl. Ref. 1339 S. 539— 548 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 20.

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V I . Theoretische Astrophysik

66, 1966

5359. F. van't Veer, M o d è l e s e m p i r i q u e s d ' a t m o s p h è r e s s t e l l a i r e s . I. I n t r o d u c t i o n e t p r e m i è r e a p p l i c a t i o n . Ann d'Astrophys 29 7—16 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 298. — Die Struktur der Sternatmosphären wird durch Formeln mit gewissen Parametern dargestellt. Das Verfahren wird angewandt, um das Spektrum eines Sonnenilecks mit dem der Photosphäre zu vergleichen. PS 5360. F. van't Veer, M o d è l e s e m p i r i q u e s d ' a t m o s p h è r e s s t e l l a i r e s . II. E t u d e s t a t i s t i q u e , m o d è l e d ' u n e t a c h e s o l a i r e . Ann d'Astrophys 29 119—130 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 305. — Fortsetzung des vorigen Ref. Die Zuverlässigkeit der notwendigen empirischen Parameter wird statistisch beurteilt. E s ergibt sich ein befriedigendes Modell für Sonnenflecken. F S 5361. V. Weidemann, B l a n k e t i n g in high g r a v i t y o b j e c t s . Vgl. Ref. 1339 S. 691—699 = Sonderdruck Inst. Theoret. Phys. und Sternw. Univ. Kiel. 5362. N. C. Wickramasinghe, B. D. Donn, T. P. Stecher, A m e c h a n i s m for m a s s e j e c t i o n in r e d g i a n t s . A p J 146 590—593. — Der Auswurf von Materie aus roten Riesensternen kann verstanden werden, wenn Graphitkörnchen geeigneter Größe in den photosphärischen Schichten vorhanden sind. FS 5363. R. Wildt, T h e r m o d y n a m i c s o f t h e g r a y a t m o s p h e r e . I I . U n a t t a i n a b i l i t y o f d e t a i l e d b a l a n c i n g . A p J 143 363—371. — I m Fall eines nur lokalen thermodynamischen Gleichgewichts sind Einzelstrahlen blauer als im allgemeinen Gleichgewichtszustand. Die Divergenz des Photonenstroms ist wesentlich positiv. Dieses Fehlen des Gleichgewichts liegt im Wesen der Strahlungsvorgänge begründet und ist prinzipiell unvermeidlich. FS 5364. R . Wildt, T h e r m o d y n a m i c s o f t h e g r a y a t m o s p h e r e . I I I . E n t r o p y d e f e c t a n d s o u r c e f u n c t i o n . A p J 146 418—429. * * P r o c e e d i n g s o f t h e I . A . U . C o l l o q u i u m on t h e B l a n k e t i n g Vgl. Ref. 1339. AJB AJB AJB AJB AJB AJB AJB AJB

59 64 65 65 65 65 65 65

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

5330 5350 5317 5321 5341 5362 5368 5369

= = = = = = = =

Effect.

Univ. Obs. St. Andrews Repr. Nr. 24. Pubbl. Oss. Astr. Palermo (NS) 11 Nr. 6. Harv Repr Nr. 699. Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruck 4° Nr. 47. Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 327. Harv Repr Nr. 722. Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 62. Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 63.

§ 54 Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten Sterne, Sonne 5401. J . N. Bahcall, N o n - r e s o n a n t n u c l e a r r e a c t i o n s a t s t e l l a r t e m p e r a t u r e s . A p J 143 259—261. — Verf. beschreibt ein Verfahren zur Berechnung der Raten der obengenannten Reaktionen und des Korrektionsfaktors 0 f ü r 0 < r < E notwendig (für Stabilität) ist. Loh. * * D. J. Martynow, Vgl. Ref. 11115.

Doppelsterne

und

innerer

Aufbau

der

Sterne.

5441. A. G. Massewitsch, G. W . Rüben, V e r g l e i c h t h e o r e t i s c h e r H a u p t r e i h e n h o m o g e n e r S t e r n m o d e l l e m i t e m p i r i s c h e n B e z i e h u n g e n . Wiss. Informationen Astr. R a t U d S S R 1966 Nr. 3 S. 36—50 (russ. mit engl. Ref.). 5442. J. S. Mathis, N u c l e a r 392. — Ref. AAS.

reactions

during

stellar

collisions. AJ

71

5443. S. M. A. Meggitt, T h e T a y l o r s é r i é s f o r t h e c o n v e c t i v e e o r e i n a s t e l l a r m o d e l . Australian J . Phys. 19 607—614. — Die S t r u k t u r eines konvektiven K e r n s h ä n g t n u r von einem P a r a m e t e r ab, z. B. y c = Strahlungsdruck/Gasdruck im Z e n t r u m . F ü r Kerne, bei denen y c (und die Masse) nicht sehr groß sind, können alle Eigenschaften durch eine Reihenentwicklung um das Z e n t r u m ausged r ü c k t werden. Die Koeffizienten dieser Reihe werden berechnet. DGW 5444. L. Mestel, A n o t e o n m e r i d i a n c i r c u l a t i o n i n u n i f o r m l y r o t a t i n g s t a r s . ZfA 63 196—201. — E s wird gezeigt, daß in einer starr rotierenden radiativen Hülle eines Sterns das System der meridionalen Zirkulationen aus zwei übereinanderliegenden Strömungssystemen besteht m i t einer dazwischenliegenden Trennfläche — wie bereits von Öpik (vgl. A J B 51 Ref. 4310) v e r m u t e t . I n dem äußeren System steigt die Zirkulationsgeschwindigkeit nach außen hin an, etwa umgekehrt proportional der Dichte — so wie dies von der nichtstarren R o t a t i o n her bereits b e k a n n t ist (Baker u n d Kippenhahn, vgl. A J B 59 Ref. 5402). Verf. 5445. J. J. Monaghan, 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 w h i t e d w a r f s . MN 132 305—316. — Eine früher gegebene Theorie (vgl. A J B 65 Ref. 5467) wird auf rasch rotierende weiße Zwerge ausgedehnt. FS 5446. 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 I I . D i s t o r t i o n of p o l y t r o p e s . MN 134 275—285. — Die in einer früheren Arbeit des Verf. (vgl. A J B 65 Ref. 5468) beschriebenen Berechnungen werden hier m i t der Berechnung der Verzerrung der Polytropen, welche durch ein schwaches ( < 106 Gauß) magnetisches Dipolfeld verursacht wird, ergänzt. Ausführliche Ergebnisse werden f ü r die Polytropenindizes 1.0 u n d 3.0 gegeben. Sie zeigen, daß das Dipolfeld zu einer K o n t r a k t i o n der Polytropen vom I n d e x 3 u n d zu einer Expansion der Polytropen vom I n d e x 1 f ü h r t . Dieses Ergebnis wird einfach durch Wirkung der L o r e n t z - K r a f t erklärt. Verf. (ü.) 5447. S. C. Morris, P. Démarqué, T h e u p p e r m a i n s e q u e n c e . ZfA 64 238— 245 = Contr. Dominion Astrophys. Obs. Victoria Nr. 99 = Commun. David D u n l a p Obs. Nr. 142. — Verf. legen die Ergebnisse ihrer Rechnungen von Modellen chemisch homogener Sterne in der oberen H a u p t r e i h e mit Massen von 1.7 bis 33.5 3JJq vor. Sie betrachten eine Massenhäufigkeit des Wasserstoffs X = 0.67 u n d der Metalle Z = 0.03. Weiterhin wird angenommen, daß die Sterne nicht rotieren u n d sich im hydrostatischen Gleichgewicht befinden; auch Einflüsse von vorhandenen Magnetfeldern sind vernachlässigt. Die Ergebnisse werden m i t an-

278

66, 1966

V I . Theoretische Astrophysik

deren Modellrechnungen sowie mit wirklichen Sternen verglichen. Die Modelle zeigen eine befriedigende q u a n t i t a t i v e Übereinstimmung mit den Eigenschaften der b e t r a c h t e t e n Sterne. Henn * * Y. Osaki, O n

the

atmosphère

of

a rotating

star.

Vgl. Ref. 5342.

5448. J. P. Ostriker, T h e e f f e c t of r o t a t i o n o n t h e s t r u c t u r e d w a r f s . A J 71 394. — Ref. AAS.

of

white

5449. J. P. Ostriker, P. Bodenheimer, D. Lynden-Bell, E q u i l i b r i u m models of d i f f e r e n t i a l l y r o t a t i n g z e r o - t e m p e r a t u r e s t a r s . Phys. R e v . Letters 17 816—818. — Bei differentieller R o t a t i o n sind Modelle f ü r weiße Zwerge möglich, deren Massen beträchtlich größer als M 3 = 5.75 /ue~~ (2Rq) sind. Loh. 5450. B. Faczyiiski, C a l k o w a n i e r ô w n a n b u d o w y w e w n ç t r z n e j g w i a z d . Postçpy Astr. 14 3—17. — N a c h Angabe der allgemeinen Formeln, die Sternmodelle im thermischen Gleichgewicht betreffen, wird Henyeys Methode der Integration der Gleichungen des inneren Aufbaues der Sterne beschrieben; ihre Vorzüge werden hervorgehoben. E. R. 5451. B. Paczyriski, Pochodzenie ciasnych ukladôw podwöjnyeh. Postçpy Astr. 14 229—230. — Zusammenfassung der Arbeiten von R . Stoeckly (vgl. A J B 65 Ref. 5499) u n d I . W . R o x b u r g h (vgl. Ref. 5549) über die Kont r a k t i o n einer rotierenden Gaskugel, die zur E n t s t e h u n g eines Doppelsternsystems führt. E. R. 5452. P. D. Parker, T e r m i n a t i o n of t h e p r o t o n - p r o t o n c h a i n v i a t h e B e 7 (p, y) B 8 r e a c t i o n . A p J 145 960—961. — Die Reaktion B 7 (p, •/) B 8 h a t n a c h neueren Messungen einen überraschend großen Querschnittsfaktor bei 724 keV, so daß die über diesen Prozeß laufende Teilreaktion der vollständigen p-p-Reaktion a n Bedeutung gewinnt u n d sich der Neutrinofluß von der Sonne durch die B 8 (ß+ v)—Umwandlung fast verdoppelt. Loh. 5453. P. D. Parker,

B e 7 (p, y) B 8 r e a c t i o n .

Phys. Rev. (2) 150 851—856.

5454. J. Perdang, E f f e t d e l ' e x c i t a t i o n d e s d e g r é s d e l i b e r t é i n t e r n e s d e s n o y a u x s u r l a s t a b i l i t é d y n a m i q u e d e s é t o i l e s . Bull. Soc. Roy. Sei. Liège 35 369—385 = I n s t . d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° N r . 520. — Bei T e m p e r a t u r e n über 109 ° k a n n die spezifische W ä r m e der Sternmaterie erheblich durch Kernprozesse beeinflußt werden. Bei noch höheren T e m p e r a t u r e n k a n n aus diesem Grund Instabilität eintreten. ES 5455. J. 0 . Petersen, H y d r o g e n - b u r n i n g m o d e l s f o r s t a r s i n t h e h o r i z o n t a l b r a n c h of g l o b u l a r C l u s t e r s . Mat. Eys. Medd. Danske Videnskap. Selsk. 34 Nr. 16, 35 S. = Publ. K a b e n h a v n s Obs. Nr. 186. — Homogene Sternmodelle m i t plausiblen Massen u n d chemischen Zusammensetzungen können sehr wohl die heißesten Sterne des horizontalen Astes erklären. Die chemische Homogenität wird dabei durch den Heliumblitz herbeigeführt, d u r c h den die Sternmaterie durchmischt u n d (wieder) Wasserstoff v e r b r a n n t wird. Die E n t wicklungswege solcher Modelle verlaufen aber eher quer «nach oben» im H R D als in horizontaler Richtung. Der horizontale Ast wäre d a n n eine (statistische) H a u p t r e i h e u n d kein Entwicklungsweg. Loh. 5456. W. W. Porfirjew, D i e G l e i c h g e w i c h t s f i g u r d e s R o c h e s c h e n M o d e l l s b e i b a r o t r o p e r R o t a t i o n . Vgl. Ref. 1150 S. 5—9 (russ. mit engl. Ref.). 5457. W. W. Porfirjew, C o n v e c t i v e s t a r m o d e l w i t h n o n - r i g i d r o t a t i o n . Vgl. R«f. 1151 S. 101—117 (russ. m i t engl. Ref.). — Verf. leitet das Rotations-

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54. Innerer Aufbau der Sterne, Sonne und Planeten

279

gesetz für einen Stern ab, der aus einem konvektiven Kern und einer radiativen Hülle besteht. Die Winkelgeschwindigkeit nimmt zur Oberfläche hin langsam zu. Die Verteilung der Winkelgeschwindigkeit an der Oberfläche eines solchen Sterns ähnelt der auf der Sonne beobachteten. Verf. (ü., gek.) 5458. H. Reeves, S t e l l a r n e u t r o n s o u r c e s . A p J 146 447—461. •— Verf. berechnet einige Prozesse der Neutronenproduktion im Sterninnern. FS 5459. W . K . R o s e , T h e r m a l i n s t a b i l i t y s h e l l s . A J 71 177—178. — Ref. AAS.

in s t a r s w i t h

helium-burning

5460. W . K . R o s e , H e l i u m s h e l l - b u r n i n g s t a r s of l o w m a s s w i t h p u r e h e l i u m e n v e l o p e s . A p J 144 1001—1007. — Die vom Verf. durchgerechneten Modelle haben isotherme Kerne mit relativen Massen zwischen q = 0.3 und 0.987 und Gesamtmassen zwischen 0.36 und 0.75 2Rq. Die Existenz von Sternen mit heliumreichen Hüllen wird aus spektroskopischen Beobachtungen (vgl. A J B 58 Ref. 5116) gefolgert. Es zeigt sich: 1) Man kann die kleinste Masse abschätzen, die zum Heliumbrennen als Funktion von q möglich ist. 2) Mit wachsendem q, also mit der Entwicklung, wird ein kritischer Wert erreicht, hinter dem Kontraktion des Sterns einsetzt. 3) F ü r einen gewissen Wert von q wird die Leuchtk r a f t ein Maximum. Die Modelle sind für die Kerne von planetarischen Nebeln von Bedeutung. Loh. 5461. W . K . R o s e , R e l a x a t i o n o s c i l l a t i o n s i n h e l i u m shell-burning s t a r s of l o w m a s s a n d e v o l u t i o n i n t o t h e w h i t e - d w a r f s t a t e . A p J 146 838—844. — Verf. bringt Modellrechnungen f ü r Sterne von 0.53 2Kq im Stadium des Schalenbrennens von Helium. Es wird gezeigt, daß die Entwicklung zu thermischer Instabilität führt, die dann mit Novaexplosionen und der Entstehung von planetarischen Nebeln in Zusammenhang gebracht wird. Oster 5462. I.W.Roxburgh, 132 347—358.

Magnetostatic

equilibrium

5463. I. W. Roxburgh, P. A. Strittmatter, O n s t e l l a r mally generated magnetic fields limited by 133 1—14.

of

polytropes.

MN

r o t a t i o n . IV. T h e r t h e H a l l f i e l d . MN

5464. I. W. Roxburgh, P. A. Strittmatter, On s t e l l a r r o t a t i o n . V. T h e s t r u c t u r e of r o t a t i n g s t a r s . MN 133 345—357. — Für verschiedene Sternmodelle (obere Hauptreihe; Opazitätsgesetz nach Schwarzschild, nach Kramers und Elektronenstreuung; mit und ohne Magnetfeld) werden Druck, Temperatur, Radius, Gravitationspotential und Leuchtkraft in Abhängigkeit von der Rotation berechnet. Das wesentliche Ergebnis ist: Die Gesamtleuchtkraft eines Sterns gegebener Masse nimmt mit der Rotation ab, bei gegebener effektiver Temper a t u r ist ein rotierender Stern jedoch heller als ein nicht rotierender. Voigt 5465. I. W. Roxburgh, B. R. Durney, S t r u c t u r e , o s c i l l a t i o n s a n d stab i l i t y of r o t a t i n g w h i t e d w a r f s . ZfA 64 504—511. —• Der innere A u f b a u eines gleichmäßig rotierenden weißen Zwerges wird im Rahmen der allgemeinen Relativitätstheorie behandelt. Schwingungsfrequenz und Stabilität dieser Modelle werden am Verhalten kleiner radialer Schwingungen um den Gleichgewichtszustand untersucht. Danach wirkt die Rotation stabilisierend auf den Stern, und es wird ein Ausdruck abgeleitet, um die Abhängigkeit der Schwingungsfrequenz von der Masse und der Winkelgeschwindigkeit des Sterns zu zeigen. Bei der größtmöglichen Rotation, wenn also die Zentrifugalkraft der Schwerkraft an der Oberfläche gleicht, sind alle Sterne mit Massen > 5.95j/j? (2J!q) instabil. Verf. (ü.) 5466. H. Ruhm, E n t s t e h u n g

der Elemente.

SuW 5 110—115.

280

VI. Theoretische Astrophysik

66, 1966

5467. P. A. Seeger, W. A. Fowler, I n t e g r a t e d f l u x d i s t r i b u t i o n s t r o n c a p t u r e i n s t a r s . A p J 144 822—824.

in

neu-

5468. K. von Sengbusch, T h e i n f l u e n c e of t h e i n t e r n a l s t r u c t u r e o f i n i t i a l m o d e l s o n t h e c o n t r a c t i o n p h a s e of e a r l y s t e l l a r e v o l u t i o n . Mitt. AG Nr. 21 S. 105—106. — Ref. AG. 5469. R. C. Smith, A n o t e o n m e r i d i a n c i r c u l a t i o n i n r o t a t i n g s t a r s . ZfA 63 166—176 = Glasgow Univ. Obs. R e p r . Nr. 62. — Es ist v o n mehreren Autoren festgestellt worden, d a ß eine Berechnung der meridionalen Zirkulation in rotierenden Sternen mittels einer Störungstheorie zu Oberflächen-Singularitäten in den Geschwindigkeiten f ü h r t . Diese beruhen wahrscheinlich eher auf der Vernachlässigung eines physikalischen Effekts, als auf einer unzulänglichen E n t wicklungstechnik. I n der vorliegenden N o t e wird diese Schlußfolgerung bewiesen, indem die Roche-Potentialnäherung angewandt wird, u m die Zirkulationsgeschwindigkeit in den äußeren Schichten eines Sternes mit starrer R o t a t i o n zu berechnen. Obgleich keine Entwicklungstechnik b e n u t z t wird, so verhalten sich doch die Geschwindigkeiten in diesem Modell a n der Oberfläche auch singular. Die Gültigkeit der physikalischen Voraussetzungen wird besprochen; es zeigt sich, daß die Anwendung einer Punktgleichung f ü r den Strahlungstransport in den Oberflächenschichten nicht berechtigt sein dürfte, sondern d u r c h eine f ü r Sternatmosphären angemessene Behandlung zu ersetzen ist. Eine Abschätzung zeigt, d a ß die Vernachlässigung von Trägheits- u n d Reibungseffekten eine gute Näherung ergibt außer bei sehr rasch rotierenden Sternen. Verf. 5470. G. J. Stephenson jr., O n t h e A l p h a w i d t h of t h e 7 . 1 2 - M e V s t a t e of o x y g e n a n d t h e p r o d u c t s of h e l i u m b u r n i n g . A p J 146 950—953. 5471. P. M. Stienon, S t r e n g t h of H y a s a n i n d i c a t o r of s u r f a c e v i t y i n A - a n d B - t y p e s t a r s . A J 71 873. — Ref. AAS.

gra-

5472. R. Stothers, T h e s e m i c o n v e c t i v e z o n e i n v e r y m a s s i v e s t a r s . A p J 144 959—967. — Mit der vorliegenden Arbeit werden die in einer früheren (vgl. A J B 63 Ref. 5522) begonnenen Untersuchungen über die Ausdehnung der semikonvektiven Zone u n d des konvektiven K e r n s als F u n k t i o n der Sternmasse u n d der Entwicklung während der Wasserstoffverbrennung fortgesetzt. Aus den Modellen mit Massen zwischen 45 u n d 1000 501© und ihrer Entwicklung wird ein Entwicklungsdiagramm ( H R D ) entworfen. Die Entwicklung wird über einige 106 J a h r e verfolgt. Loh. * * R. Stothers, T h e u l t r a v i o l e t s t a r s . Vgl. Ref. 5554.

dwarfs:

A new

c l a s s of

degenerate

5473. K. Suda, N. Virgopia, O n t h e p r o p e r t i e s of s t e l l a r m o d e l s w i t h d o u b l e e n e r g y s o u r c e s . I . A p J 143 75—86 = Sendai Astr. R a p . Nr. 91 = Oss. Astr. R o m a Contr. Sei. (3) Nr. 47. — Die Entwicklung eines Sterns mit He-Verbrennung im K e r n h ä n g t stark von der Schalenenergiequelle (H-Verbrennung) ab. I m L - T e - D i a g r a m m entwickeln sich Sterne m i t 0.7, 1.0 oder 1.3 2Rq u n d sehr kleiner CNO-Häufigkeit (0.001/280) sehr steil aufwärts. Der Einfluß einer größeren CNO-Häufigkeit wird qualitativ beschrieben. DGW 5474. N. Virgopia, K. Suda, O n t h e p r o p e r t i e s of s t e l l a r m o d e l s w i t h d o u b l e e n e r g y s o u r c e s . I I . S t e l l a r m o d e l s of 1 . 3 M q f o r v a r i o u s C N O c o n t e n t s . A p J 143 87—90 = Sendai Astr. R a p . Nr. 92 = Oss. Astr. R o m a Contr. Sei. (3) Nr. 48. — Die qualitativen Argumente der vorhergehenden Arbeit werden f ü r einen Stern mit 1.3 SDi© bewiesen. Bei gegebener Masse des Heliumkerns verursacht eine größere CNO-Häufigkeit eine kleinere effektive Temperatur. D a n u n der Einfluß der Schalenquelle u n d des CNO bei genügender Kernmasse klein wird, entwickelt sich ein Stern im L—T e -Diagramm umso weniger steil, je größer die CNO-Häufigkeit ist. DGW

66, 1966

281

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

5475. D. Sugimoto, Y. Yamamoto, S e c o n d h e l i u m f l a s h a n d a n o r i g i n of c a r b o n s t a r s . Progr. Theoret. Phys. 36 17—36. — Nachdem sich durch den ersten Heliumblitz ein aus einem Kohlenstoffkern, einer Heliumschale u n d einer Wasserstoffhülle bestehender Stern gebildet hat, k o m m t es bei weiterer Temperaturerhöhung z u m zweiten Heliumblitz, zum Schalen-Heliumblitz. Starke K o n v e k t i o n erfaßt auch die Wasserstoffhülle, u n d Wasserstoff wird m i t in den Brennprozeß einbezogen. Außerdem gelangt Kohlenstoff in die Sternhülle. Bs wird vermutet, daß ein Teil der Sterne a m äußersten E n d e des roten Riesenastes im F H D kugelförmiger Sternhaufen aus solchen Kohlenstoffsternen besteht. Loh. 5476. K. Takarada, H. Satö, C. Hayashi, C e n t r a l t e m p e r a t u r e a n d d e n s i t y of s t a r s i n g r a v i t a t i o n a l e q u i l i b r i u m . Progr. Theoret. Phys. 36 504— 514. — Verf. berechnen die kleinste Sternmasse, die nötig ist, u m entweder H, H e oder C im Lebenslauf des Sterns zu verbrennen. D a f ü r wird die zentrale T e m p e r a t u r als F u n k t i o n der zentralen Dichte unter der A n n a h m e eines polytropen Modells f ü r den ganzen Stern oder für mindestens einen großen, bereits entwickelten K e r n abgeleitet. DGW * * K. S. Thome, T h e g e n e r a l - r e l a t i v i s t i c t h e o r y of s t e l l a r a n d d y n a m i c s . Vgl. Ref. 44224.

structure

5477. J. W. Trunin, C. J. Hansen, A. G. W. Cameron, A. Gilbert, T h e r m o n u c l e a r r e a c t i o n s i n m e d i u m a n d h e a v y n u c l e i . Canadian J . P h y s . 44 151—174. — F ü r spätere Untersuchungen von thermonuklearen Reaktionen bei ungewöhnlich hohen Sterntemperaturen sind hier Unterlagen bereitgestellt worden. Loh. 5478. J . W. Truran, A. G. W . Cameron, A. Gilbert, T h e a p p r o a c h t o 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 . Canadian J . Phys. 44 563—592. — I n den späten Entwicklungsstadien gewisser Sterne spielen K e r n u m w a n d l u n g e n von Elementen in der N ä h e des Eisengipfels eine große Rolle. Hierzu behandeln Verf. die nuklearen Reaktionsraten, die Betazerfallsraten, die Bedingungen f ü r das nukleare statistische Gleichgewicht, das nukleare Reaktionsmuster u n d die Annäherung a n das Gleichgewicht. I n einem Anhang sind zahlreiche P a r a m e t e r tabuliert. Loh. 5479. A. W. Tutukow, D i e ä u ß e r e Z o n e d e r u n v o l l s t ä n d i g e n I o n i s a t i o n u n d i h r E i n f l u ß a u f d e n i n n e r e n A u f b a u e i n e s S t e r n s . Wiss. Informationen Astr. R a t U d S S R 1966 Nr. 3 S. 55—75 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berechnet 12 homogene Sternmodelle mit Massen zwischen 1.25 u n d 6 3KQ f ü r zwei chemische Zusammensetzungen (X = 0.70, Z = 0.05; X = 0.90, Z = 0.01) u n d zwei verschiedene Absorptionskoeffizienten. Einer der Absorptionskoeffizienten berücksichtigt die unvollständige Ionisation der Elemente in der Hülle des Modells. E r wird zur Berechnung von 8 der 12 diskutierten Modelle herangezogen. Der Einfluß der unvollständigen Ionisation auf die charakteristischen P a r a m e t e r der Modelle wird untersucht u n d die Notwendigkeit ihrer Berücksichtigung f ü r Sterne mit ÜEU < 4 ®JQ aufgezeigt. Die erhaltenen Modelle werden mit denen anderer Autoren verglichen. Verf. zeigt, daß n u r die Berücksichtigung der unvollständigen Ionisation der Elemente erlaubt, auf natürlichem Weg eine konvektive Hülle des Sterns zu erhalten, auf deren Vorhandensein bei Sternen m i t lg T e < 3.9 spektroskopische Beobachtungen hinweisen. Verf. (ü.) 5480. W. Unno, G e n e r a t i o n of a c o u s t i c n o i s e i n c o n v e c t i o n Trans. I A U 12B 555—558 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 77. 5481. P. D. Usher, S o m e n e w a l g o r i t h m s Special Rep. Nr. 213, 9 + 184 S.

for

stellar

structure.

zones. SAO

5482. M. S. Vardya, O n M d w a r f f l a r e s t a r s . MN 131 521—523. — Neben K o n t r a k t i o n u n d Duplizität kommen auch konvektive Instabilität, besonders

282

66,

VI. Theoretische Astrophysik

1966

durch Moleküldissoziation, und hydromagnetische Effekte als Ursache der FlareAktivität in Frage; doch sind noch keine quantitativen Schlüsse möglich, hz 5483. S. Vila, White dwarf models. AJ 71 401-^02. — Ref. AAS. * * O.C.Wilson, Stellar rotation. Vgl. Ref. 10617.

convection

zones,

chromospheres,

and

5484. I. M. Winer, Rotating solar polytropes and the perihelion advance of the planet Mercury. MN 132 401—404. — Unter Annahme eines Polytropenindex n = 3 für den inneren Aufbau der Sonne kann die durch eine etwa vorhandene Abplattung der Sonne verursachte Drehung des Merkur perihels höchstens 0?4 pro Jahrhundert betragen. PS 5485. M. H. Wrubel, The theoretical Vgl. Ref. 1310 S. 321—334.

predictions

of

nucleosynthesis.

5486. J. Ziölkowski, Termiczna niestabilnosc w gwiazdach niezdegenerowanych. Post^py Astr. 14 265—274. — Zusammenfassung der Arbeiten von Schwarzschild und Härm (vgl. AJB 65 Ref. 5493) und von Kippenhahn und Weigert (vgl. AJB 65 Ref. 5524) über die thermische Instabilität in Sternmodellen. E. R. Pulsierende Sterne 5487. N.H.Baker, D.W.Moore, E.A.Spiegel, Non-linear oscillations in the one-zone model for stellar pulsation. AJ 71 844—845. — Ref. AAS. 5488. J. W. Bandakurow, On the stability of radial pulsations of stars. AJ UdSSR 43 1009—1017 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht die Entstehung von Eigenschwingungen im Verlauf von Sternpulsationen und geht hierzu von radialen Pulsationen einer gravitierenden Gasmasse aus. Die Eigenschwingungen werden dann durch eine zeitlich periodische Störkraft erregt. Die Resonanzbedingungen und die zur Entstehung von Instabilität notwendigen Zeiten werden diskutiert. Oster 5489. R. van der Borght, J. 0. Murphy, Anharmonic pulsations of an early main-sequence star. MN 131 225—235. — Die ersten sechs Eigenschwingungen des Kushwaha-Modells mit 1 0 S JJ!q werden berechnet und dann in die nichtlineare adiabatische Schwingungsgleichung (einschließlich der Glieder dritter Ordnung) eingesetzt. Die dadurch berechnete Radialgeschwindigkeitskurve wird graphisch dargestellt. Im Vergleich zu früheren, ähnlichen Arbeiten ist die Kurve etwas mehr asymmetrisch und weist eine neue, sekundäre Schwankung auf. DGW 5490. C. Bovie-Thirion, M.Gabriel, Stabilité vibrationnelle des étoiles en contraction durant les phases de combustion du deutérium. Bull. Cl. Sei. Acad. roy. Belgique (5) 51 1330—1339, 1965 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 511. — Für einen Stern von 0.2 ÜD?0, der als Polytrope mit n = 3/2 aufgebaut ist, hat Hayashi das Kontraktionsstadium ohne Berücksichtigung des Deuteriumbrennens durchgerechnet. Verf. berechnen dazu das Anwachsen einer Pulsation während des Deuteriumbrennens. Wenn die Anfangshäufigkeit des Deuteriums gleich der irdischen ist, wird die Instabilität so bedeutend, daß sie beobachtbar sein sollte. Das ist nicht mehr der Fall, wenn die Anfangshäufigkeit des Deuteriums um einen Faktor 10 kleiner ist. Diese Ergebnisse gelten noch für 2Jt < 1 93Ω, vielleicht sogar bis 5JÎ < 2 2T(q. O. G. 5491. B. F. Christy, Cepheid instability strip. AJ 71 849. — Ref. AAS.

66, 1966

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

283

5492. R. F. Christy, A s t u d y of p u l s a t i o n i n R R L y r a e m o d e l s . A p J 144 108—179. — Die in einer früheren Arbeit (vgl. A J B 64 Ref. 5423) erarbeiteten Methoden werden hier auf die Berechnung von Modellen angewandt. Dadurch soll das Verständnis f ü r das Pulsationsphänomen vertieft u n d sollen Beziehungen u n d Korrelationen zwischen «Beobachtung u n d Theorie» aufgefunden werden. I n den Modellen mit der günstigsten chemischen Zusammensetzung (30 % Helium) h a t die Wasserstoffionisationszone (vgl. A J B 62 Ref. 5418) fast dieselbe Bedeutung f ü r den Antrieb der Pulsationen wie die H e i l - I o n i s a t i o n . Eine gefundene neuartige Periode-Leuchtkraftbeziehung wird zur Deutung der unterschiedlichen Periodenverteilungen der R R Lyrae-Sterne in Kugelsternhaufen u n d im Feld benutzt. Die Leuchtkräfte variieren von Mu 0 i = 0.57 in sehr metallarmen Haufen zu M^oi = 0.96 in weniger metallarmen. Die Massen der R R LyraeSterne sind etwa 0.5 2Jt©. Loh. 5493. R. F. Christy, C o m m e n t s of C o x , C o x , O l s e n , K i n g ,

on n o n - l i n e a r p u l s a t i o n calculations a n d E i l e r s . A p J 144 1212—1213.

5494. R . F . C h r i s t y , A m o d e l of W V i r g i n i s w i t h R V T a u r i c h a r a c t e r i s t i c s . A p J 145 337—340. — Verf. versuchte ein Sternmodell durchzurechnen, das bei etwa 1 9JJq die Eigenschaften eines W Vir-Sterns zeigt. Die vorgelegte Lösung mit 5JJi = 0.88 2Kq und P = 18^5 zeigt gewisse Einflüsse der Oberschwingungen, deren Wirkung an die Eigenschaften der R V Tau-Sterne erinnert. Da Kurvenänderungen dieser Art auch beobachtet sind, d ü r f t e das Modell grundsätzlich richtig sein. Die kennzeichnende Abweichung der ( a , y). Sonnendaten 1966 Nr. 7 S. 69—72 (russ.).

Sättigungsfunktion

6458. E. C. Olson, T h e e f f e c t of a c o u s t i c w a v e s a n d c o n v e c t i o n o n s o l a r l i n e a s y m m e t r i e s . A p J 143 904—911. — E s wird der Einfluß von Schallwellen auf die Asymmetrie der solaren C I- u n d O I-Linien untersucht. Die Asymmetrie läßt sich mit Hilfe eines Zweistrommodells erklären, dessen Temperaturdifferenzen aus Granulationsaufnahmen (Stratoskop) b e s t i m m t werden. Labs 6459. E.C.Olson, T h e d e p t h d e p e n d e n c e of s o l a r t u r b u l e n c e . A p J 143 912—916. — Zur Frage der Tiefenabhängigkeit der solaren Turbulenz wird gezeigt, daß die von Goldberg (vgl. A J B 58 Ref. 217) eingeführte Untersuchungsmethode verläßlich ist, auch bei extremen F o r m e n der Tiefenabhängigkeit. Das von Roddier (vgl. A J B 65 Ref. 6464) u n d Pecker vertretene Modell s t i m m t m i t d e m Gold-

66, 1966

64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

317

bergschen nicht überein. Die Tiefenabhängigkeit der solaren Turbulenz k a n n nicht aus n u r ein oder zwei Linien ermittelt werden. Die beste Darstellung d ü r f t e das Unno-Schmalbergersche Modell (vgl. A J B 59 Ref. 6441, 63 Ref. 6453) geben. Die photosphärische Turbulenz n i m m t also mit der Tiefe zu. Loh. 6460. M. T. Pande, T h e d i f f u s i o n a n d d i s s o c i a t i o n of C O m o l e c u l e s i n t h e s o l a r p h o t o s p h e r e . A J U d S S R 48 407—412 (russ.). — Abgeleitet wird die Diffusionsgeschwindigkeit der CO-Moleküle unter der A n n a h m e einer vollständigen Durchmischung u n d d e m Zustand des lokalen thermodynamischen Gleichgewichts. Dabei wurde die Verteilung der angeregten Zustände nicht berücksichtigt. Die Diffusionsgeschwindigkeit der CO-Moleküle b e t r ä g t etwa 0.01— 0.06 cm/sec. Die Photodissoziations- u n d Rekombinationsrate ist bei T = 5000° «s 108 Teilchen/cm 3 sec, während der durch die Diffusion bedingte Verlust ¡=w 100 Teilchen/cm 3 sec beträgt. Verf. k o m m t zu dem Schluß, daß die CO-Moleküle, bevor sie diffundieren können, durch Strahlung dissoziieren u n d die Atomkomponenten sofort rekombinieren. Verf. (ü., gek.) 6461. M. T. Pande, A d é t e r m i n a t i o n of r o t a t i o n a l t e m p e r a t u r e s f r o m t h e f i r s t o v e r t o n e of C O l i n e s i n t h e s o l a r s p e c t r u m . A J U d S S R 43 708—717 (russ. m i t engl. Ref.). — Neue Messungen der CO-Linien bei 2.4 fi a m Sternberg-Institut f ü h r e n im wesentlichen zu denselben R o t a t i o n s t e m p e r a t u r e n (4850 i 100°), so daß die A n n a h m e starker Inhomogenitäten in der Übergangsschicht zwischen Photosphäre u n d Chromosphäre unnötig erscheint. Oster 6462. S. B. Pikeiner, D y n a m i k d e r S o n n e n a t m o s p h ä r e . Fortschritte Phvs. Wiss. 88 505—526 (russ.). — Übersichtsbericht. 6463. S. B. Pikeiner, M a g n e t f e l d e r u n d A t m o s p h ä r e 55 Nr. 5 S. 111—112 (russ.).

der Sonne.

Priroda

6464. A. Righini, M. Rigutti, S o l a r a b u n d a n c e s of s o m e 4f t y p e r a r e e a r t h s . Ann d'Astrophys 29 379—387. — Nach der Methode der Gewichtsfunktionen h a b e n Verf. die Häufigkeiten von 7 Seltenen E r d e n (Ce, Pr, N d , Sm, E u , Gd, Dy) auf der Sonne ermittelt. Dabei wurde das halbempirische Modell von Mutschlecner verwandt. Die Ergebnisse werden m i t früheren u n d mit den aus Meteoritanalysen erhaltenen verglichen. Verf. (ü., gek.) 6465. F. Roddier, E t u d e à h a u t e r é s o l u t i o n d e q u e l q u e s r a i e s d e F r a u n h o f e r p a r o b s e r v a t i o n de la r é s o n a n c e o p t i q u e d ' u n j e t a t o m i q u e . I I I . L e s o s c i l l a t i o n s p é r i o d i q u e s d e s r a i e s . A n n d'Astrophys 29 639—644. — Mit einem gegenüber früher (vgl. A J B 65 Ref. 2357) verbesserten Spektrographen sind a m K i t t P e a k Obs. Oszillationen der photosphärischen Linien Sr 4607 Â u n d Ca 4227 Â gemessen worden. I h r e Periode b e t r ä g t 300 i 10sec; sie s t i m m t sehr gut m i t der von Leighton etc. (vgl. A J B 62 Ref. 6438) u n d E v a n s etc. (vgl. A J B 62 Ref. 6411/12) erhaltenen überein. Die Oszillationen scheinen über einer Fläche von 10" bis 15" Durchmesser kohärent zu sein. Auch die Wandlungen der Linienprofile wurden verfolgt. Die Sr 4607-Linie oszilliert zwischen einem symmetrischen u n d einem nach violett verschobenen unsymmetrischen Profil. Loh. 6466. C . A . R o u g e , D e c r e a s e i n t h e i n t e n s i t y of h y d r o g e n l i n e s i n t h e s o l a r p h o t o s p h e r e a n d c h r o m o s p h e r e . N a t u r e 212 803—804. — Die bisher ungeklärt schnelle I n t e n s i t ä t s a b n a h m e der hohen Serienglieder der Wasserstoffserien s t i m m t qualitativ g u t mit numerischen Lösungen der Schrödinger-Gleichung bei Benutzung des vollständig abgeschirmten Coulomb-Potentials überein. Voigt 6467. R. H. Salman-Sade, Ü b e r d i f f é r e n t i e l l e V e r s c h i e b u n g e n d e r F r a u n h o f e r - L i n i e n i m S o n n e n s p e k t r u m . Bote Univ. Leningrad 1966 Nr. 19

318

V I I . Sonne

66, 1966

S. 129—132 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 4.51.440: F ü r mehr als 600 speziell ausgewählte Fraunhofer-Linien wurden die differentiellen (relativ zum Z e n t r u m der Scheibe) Restverschiebungen a m W e s t r a n d des Sonnenäquators gemessen. Die dabei angewandte Methode erlaubt es, diese Verschiebungen zu bestimmen, ohne sich auf die Standardquellen zu beziehen. Die Dispersion der W e r t e der Restverschiebungen in Bezug zur mittleren b e t r ä g t f» 0.0040 A; das übersteigt den aus den Änderungen der atmosphärischen Absorptionslinien geschätzten Meßfehler von 0.0008 A. Kra. 6468. D. C. Schmalberger, P h o t o s p h e r i e t e m p e r a t u r e d i s t r i b u t i o n f r o m c e n t e r - l i m b V a r i a t i o n of c e n t r a l i n t e n s i t i e s . Ann d'Astrophys 29 255—262. — U n t e r Verwendung eines theoretischen Modells einer nicht-grauen Atmosphäre u n d einer anisotropen, tiefenabhängigen Mikroturbulenz werden aus der Mitte-Rand-Variation der Zentralintensitäten von 6 schwachen Metallinien ( F e i , N i l , T i l , F e l l ) die Anregungstemperaturen sowie die optische Dicke, in der diese Linien entstehen, berechnet. Die so gefundene Temperaturschichtung zeigt den von Lefevre u n d Pecker (vgl. A J B 61 Ref. 6426) gefundenen «Fischgräteneffekt» nicht mehr. Verf. v e r t r i t t die Ansicht, daß dieser E f f e k t s t a r k v o m verwandten Modell abhängt, u n d daß die Mitte-Rand-Variation n u r geringfügig durch eine inhomogene S t r u k t u r beeinflußt wird. Labs 6469. E. M. Semanek, 0 . P. Steianow, B e s t i m m u n g d e r « s o l a r e n » O s z i l l a t o r e n s t ä r k e n z a h l r e i c h e r E i s e n l i n i e n . Bote Univ. Kiew N r . 7 (Astr.) S. 33—39 (ukrain. mit russ. Ref.). — Von 229 F e l - L i n i e n im Bereich 4700—6800 A wurden die «solaren» Oszillationsstärken lg gfA aus der Wrightschen Wachstumskurve f ü r die Photosphäre (vgl. A J B 45 Ref. 4421) abgeleitet u n d diese m i t den von M. E . u n d A. A. Bojartschuk (vgl. A J B 60 Ref. 10416) erhaltenen «stellaren» W e r t e n verglichen. D a n a c h sind die «solaren» lg gfA durchschnittlich u m 0.05 größer als die «stellaren». Loh. * * A. B. Sewerny, M a g n e t i c a t m o s p h e r e . Vgl. Ref. 6111.

fields at

different depths

of t h e

solar

6470. I . A. Shulin, E r s t e E r g e b n i s s e einer gleichzeitigen Messung der M a g n e t f e l d e r in zwei N i v e a u s c h i c h t e n der S o n n e n a t m o s p h ä r e . Sonnendaten 1965 N r . 11 S. 48—53 (russ.). — Der im Sommer 1964 in Betrieb genommene Zweikanal-Magnetoheliograph h a t 3" X 3" Flächenauflösung u n d arbeitet m i t den Linien F e A 5250.2 f ü r die Photosphäre bei 1 0 r s t e d Empfindlichkeit u n d Hß f ü r die Chromosphäre (Niveau «j 2000 km) bei 10 0 r s t e d E m p findlichkeit. Die wiedergegebenen Magnetkarten von 1965 Juli 9, 11 u n d 14 zeigen zwischen Chromosphäre u n d Photosphäre weitgehend qualitative Übereinstimmung. Es gibt aber auch interessante Unterschiede. Petri 6471. G. W. Simon, 0 . R. White, T h e H - A l p h a d o u b l e l i m b : A s c a t t e r e d l i g h t p h e n o m e n o n . A p J 143 38—47 = A F C R L Environmental Res. P a p e r s N r . 185 (179) = Sacramento P e a k Obs. Contr. Nr. 90. — Der von verschiedenen Autoren festgestellte doppelte Sonnenrand in H a wird als instrumenteller E f f e k t gedeutet. Der «innere» R a n d e n t s t e h t danach durch die Streuung kontinuierlicher Strahlung in den K e r n von H a . E s wird ferner gezeigt, d a ß ein doppelter Sonnenr a n d weder mit Modellen noch m i t anderen Beobachtungen verträglich ist. Ba. 6472. G. W . Simon, O n t h e c o r r e l a t i o n b e t w e e n g r a n u l e a n d s u p e r g r a n u l e i n t e n s i t y f i e l d s . A p J 145 411—415 = A F C R L E n v i r o n m e n t a l Res. Papers Nr. 225 = Sacramento P e a k Obs. Contr. Nr. 100. — Die I n t e n s i t ä t e n der Granulation u n d Übergranulationsstruktur werden durch (maschinelle) Korrelation von simultan gewonnenen A u f n a h m e n in H a u n d weißem Licht v e r k n ü p f t , von denen erstere f ü r die Supergranulation typisch sind. Die positive Korrelation (0.25) wird durch Strömungsvorgänge bzw. durch ein Temperatur-

66, 1966

64. Photosphäre, Spektrum, Granulation

319

gefalle zwischen Zentrum und R a n d innerhalb eines supergranularen Bereichs erklärt. Ba. 6473. S. F. Smith, H. E. Ramsey, A n f i e l d r e c o r d e d o n 6 J u l y 1965.

active center and its A J 71 399. — Ref. AAS.

* * W. M. Sobolew, B e r e c h n u n g d e r B e s e t z u n g 3 3 D - N i v e a u s d e s H e l i u m s . Vgl. Ref. 6688. 6474. R.F.Stein, P r o p a g a t i o n A J 71 181. — Ref. AAS.

of

waves

in

the

der

magnetic

23S-, 23P-

solar

und

atmosphere.

6475. J. W. Swensson, G. Risberg, Mg I l i n e s i n t h e s o l a r s p e c t r u m . Ark. Fys. 31 237—254 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 508. — I n Form einer umfangreichen Multiplett-Tafel werden Wellenlängen, Intensitäten, Anregungspotentiale und Linienklassifikationen des Mg I auf Grund einer Untersuchung dessen Spektrums im Labor mitgeteilt. Hierauf beruhen zahlreiche Identifikationen im Sonnenspektrum, von denen 91 neu sind. Gewisse Linienserien lassen sich im Sonnenspektrum bis zu höheren n - W e r t e n verfolgen als im Labor. Gemessene Verschiebungen XQ — ¿Labor können nicht einfach durch Doppler- oder Einstein-Verschiebungen erklärt werden. Loh. 6476. J . W. Swensson, H y p e r f i n e s t r u c t u r e of M n I l i n e s i n t h e s o l a r s p e c t r u m . Ark. Fys. 32 463—469 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 513. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2593. — Untersuchung der Hyperfeinstruktur bei 8700 Â. 6477. J . W. Swensson, N i t r o g e n l i n e s i n t h e i n f r a r e d F r a u n h o f e r s p e c t r u m . Bull. CI. Sei. Acad. roy. Belgique (5) 52 1306—1317 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 529. — Verf. benutzt die Ergebnisse von Laboratoriumsspektren des Stickstoffes im infraroten Bereich, um die Anwesenheit von NI-Linien im Sonnenspektrum zu prüfen. Das benutzte solare Material stammt von Delbouille und Roland (vgl. A J B 63 Ref. 6412), außerdem wurden die Tafeln von Babcock und Moore (vgl. A J B 47 Ref. 4401) sowie O. C. Möhler (vgl. A J B 55 Ref. 6419) herangezogen. F ü r den Bereich von A 7498 bis X 12016 wurden 38 Linien, davon 28 erstmalig, identifiziert. Das maximale Anregungspotential der NI-Linien im Sonnenspektrum ergab sich zu 12.36 eV. Der Wert ist etwas höher als der bisher angenommene. Henn 6478. J . W. Swensson, S t r u c t u r e s of n e u t r a l m a n g a n e s e i n f r a r e d s o l a r s p e c t r u m . Naturwissenschaften 53 330.

lines

in

the

6479. J . W. Swensson, A n e x t e n s i o n of t h e s p e c t r u m of s i n g l y i o n i z e d y t t r i u m i n t h e S u n . Obs 86 123—125. — Einige Linien wurden im Infrarotspektrum der Sonne gefunden. Loh. 6480. J. W. Swensson, P h o s p h o r u s l i n e s i n t h e s o l a r s p e c t r u m . ZfA 64 11—15 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 515. — Die vom Verf. zusammengestellte Liste von Labor- und Sonnenmessungen enthält 26 PI-Linien, darunter 18 neue Zuordnungen. Loh. 6481. T. L. Swihart, S t r u c t u r e of t h e s o l a r p h o t o s p h e r e I. B l a n k e t i n g a n d c o n v e c t i o n . A p J 143 358—362 = Contr. Steward Obs. Nr. 64. — Eine in jeder Hinsicht befriedigende Darstellung der photometrischen Daten über die Sonnenoberfläche ist nicht möglich. Der wahrscheinlichste Grund für die Unstimmigkeiten sind Inhomogenitäten in der Photosphäre. FS 6482. J.P.Swings, P r é s e n c e d e r a i e s i n t e r d i t e s e n a b s o r p t i o n s o l a i r e : F e r e t n i c k e l i o n i s é s ; o x y g è n e n e u t r e . Ann d'Astrophys 29 371—377 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 159. — Auf Spektren sehr hohen

66, 1966

V I I . Sonne

320

Auflösungsvermögens (aufgenommen auf dem J u n g f r a u j o c h ) wurden zwei [ F e l l ] Linien bestätigt, drei [Ni II]-Linien entdeckt u n d von drei [ 0 I]-Linien neue Äquivalentbreiten bestimmt. Vgl. hierzu A J B 65 Ref. 6479. Loh. 6483. A. Title, S e l e c t e d S p e c t r o h e l i o g r a m s . Pasadena, California I n s t i t u t e of Technology, 1966. 19 S. + 50 Tafeln. Preis $ 59.50. 6484. J. Waddell III, C. D. Slaughter, A h i g h - p r e c i s i o n p h o t o m e t r i c s c a n a t AA 8 6 6 7 — 8 6 6 8 A i n t h e s o l a r s p e c t r u m : A t e n t a t i v e identif i c a t i o n a n d a b u n d a n c e d e t e r m i n a t i o n of b o r o n i n t h e S u n . A p J 143 343—351 = Contr. K i t t P e a k National Obs. Nr. 121. — Genaue Beobacht u n g e n d e u t e n mit einiger Wahrscheinlichkeit die Existenz von Bor in der Sonnenatmosphäre an. FS 6485. G. Wallerstein, H . Spinrad, O n t h e i d e n t i f i c a t i o n of b o r o n i n t h e s o l a r p h o t o s p h e r e . A p J 145 942—943. — Kritische Bemerkung zu der Untersuchung von Waddell u n d Slaughter (vgl. Ref. 6484). 6486. G. Wallerstein, A p r e l i m i n a r y a n a l y s i s of t h e a b u n d a n c e s of t h e r a r e e a r t h s i n t h e S u n . Icarus 5 75—78. — U n t e r Verwendung der aus d e m Utrechter Atlas (vgl. A J B 60 Ref. 6455) folgenden Äquivalentbreiten u n d der NBS-f-Werte sind aus den Wachstumskurven ionisierter Linien die Häufigkeitsverhältnisse von elf Elementen (Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce, P r , N d , Sm, E u , Gd) in Bezug auf Scandium ermittelt worden. Die Häufigkeiten der ersten drei Elemente stimmen g u t m i t früheren Ergebnissen (vgl. A J B 60 Ref. 6420) aus neutralen Linien überein. Bei Barium ist das nicht (so gut) der Fall. Aus einem Vergleich mit den Häufigkeiten in Meteoriten (vgl. A J B 64 Ref. 94133) folgt eine gute Übereinstimmung f ü r Ce, N d u n d Sm. L a ist überhäufig. Bei anderen Elementen ist ein Vergleich (Beurteilung) aus technischen Gründen noch unsicher. Loh. 6487. T. T. Zap, 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 a n d t h e s t r u c t u r e of t h e u n d i s t u r b e d c h r o m o s p h e r e . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 35 161—165 (russ. mit engl. Ref.). — Die Helligkeit von K n o t e n in der ungestörten Chromosphäre wird m i t transversalen Magnetfeldern verglichen, die in der photosphärischen Eisenlinie bei A 5250 A registriert worden sind. E s zeigt sich, daß die Helligkeit der K n o t e n m i t zunehmender magnetischer Feldstärke im Durchschnitt ansteigt. I n etwa 74% aller Fälle wird eine Übereinstimmung zwischen dem Vorhandensein eines Magnetfeldes in der Photosphäre u n d dem Leuchten des Kalziums in der Chromosphäre festgestellt. Verf. (ü.) 6488. C. Zwaan, T h e i n t e r p r e t a t i o n of t h e e q u i v a l e n t w i d t h s of a t o m i c a n d i o n i c l i n e s i n t h e s p e c t r a of u m b r a e . Vgl. Ref. 1314 S. 169—176 = Sterrewacht «Sonnenborgh» U t r e c h t Overdruk Nr. 84. * * A t t i del C o n v e g n o sui C a m p i M a g n e t i c i s c o p i a a d A l t a R i s o l u z i o n e . Vgl. Ref. 1315.

Solari

* * Die F e i n s t r u k t u r der Sonnenatmosphäre. K . O. K i e p e n h e u e r . Vgl. Ref. 1341. AJB AJB AJB AJB

65 65 65 65

Ref. Ref. Ref. Ref.

6427 6441 6470 6471

= = = =

Utrechtse Sterrekundige Univ. Obs. Oxford Repr. Contr. I n s t , d'Astrophys. Contr. Inst. d'Astrophys.

e la

Spettro-

Herausgegeben

Overdrukken Nr. 6. N r . 15. Paris (A) N r . 318/1. Paris (A) Nr. 318/11.

von

66, 1966

321

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

§ 65 Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität 6501. C. D'Arrigo, 0 . Morgante, S. Torrisi, O s s e r v a z i o n i d e l l ' e v e n t o s o l a r e d e l 2 9 D i c e m b r e 1 9 6 5 . Mem SA I t (NS) 37 341—345 = Oss. Astrofis. Catania P u b b l . (NS) Nr. 91. — Zwischen 1965 Dez. 24—31 wurde a m W e s t r a n d der Sonne eine Fleckengruppe beobachtet, die eine f ü r die zu jener Zeit herrschende Phase des Fleckenzyklus ungewöhnlich hohe chromosphärische A k t i v i t ä t , u n t e r anderem 5 Flares, auslöste. Die Einzelheiten des Ablaufes aller Erscheinungen sind in einer Tabelle zusammengestellt. Gü-Li 6502. Y.Avignon, M.-J. Martres, M.Pick, E t u d e d e l a « c o m p o s a n t e l e n t e m e n t v a r i a b l e » en r e l a t i o n a v e c la s t r u c t u r e des c e n t r e s d ' a c t i v i t é s o l a i r e a s s o c i é s . Ann d'Astrophys 29 33—42. — Beobachtungen (Juli 1959 bis Dez. 1963) von solaren Aktivitätszentren bei A = 3 cm zeigen, daß die Emission stark von der S t r u k t u r u n d dem Magnetfeld des Störgebietes abhängt. Man k a n n zwei Gruppen von Aktivitätszentren unterscheiden. Eine Gruppe zeigt einen deutlichen Zusammenhang zwischen der 3 cm-Intensität u n d den Fleckenflächen. Bei der anderen Gruppe ist ein derartiger Z u s a m m e n h a n g n u r schwach. Gleiches gilt f ü r die Häufigkeit von Flare-Ereignissen in diesen Zentren. I m Dezimeterbereich (A = 7.5, 9.1 u n d 21 cm) sind beide Gruppen nicht unterscheidbar. Labs 6503. R. P. Basler, T h e n a t u r e of s o l a r M - r e g i o n s . Planet. Space Sei. 14 1193—1206. — Die Radiowellenabsorption in der Polarlichtzone zeigt deutlich eine 27tägige Wiederholungstendenz u n d h a t daher ihren Ursprung in den MRegionen. Aus ihr k a n n auf wichtige Eigenschaften der M-Regionen geschlossen werden. Insbesondere ergibt sich, daß die M-Regionen zwar innerhalb der Fleckenzone liegen u n d a n der Zonenwanderung teilnehmen, aber nicht mit b e k a n n t e n Aktivitätszentren zu identifizieren sind. W . Gl. 6504. W. M. Baxter, J. R. Smith, T h e r e c e n t l a r g e s u n s p o t . J B A A 76 261—264. — Visuelle u n d Radiobeobachtungen (136 MHz) des auf seinem Weg über die Sonnenscheibe nahezu vollständig beobachteten Sonnenflecks v o n 1966 März 15—27 werden miteinander verglichen. Die Radioflußdichte im Beobachtungszeitraum betrug im Mittel das 10 3 -fache derjenigen der ruhigen Sonne, in den Maxima sogar das 10 6 -fache. Gü-Li 6505. J.M.Beckers, I n h o m o g e n e i t i e s i n t h e E v e r s h e d 1314 S. 186—189 = Sacramento P e a k Obs. Contr. Nr. 94.

flow.

Vgl. Ref.

6506. A. Bhatnagar, V a r i a t i o n i n c o n t i n u u m b r i g h t n e s s a n d e q u i v a l e n t w i d t h s of l i n e s i n s u n s p o t p e n u m b r a e . ZfA 64 460—463. — Spektrographische Beobachtungen von P e n u m b r e n ergeben eine ähnliche negative Korrelation zwischen Kontinuumsintensität u n d Äquivalentbreite der Absorptionslinien wie in der Photosphäre. Dunkle (kühle) Gebiete zeigen breitere Linien u n d umgekehrt. Die Helligkeitsschwankungen werden auf die Existenz individueller Penumbrafilamente zurückgeführt. Voigt 6507. C. E. R. Bruce, T h e

magnetic

f i e l d s of s u n s p o t s .

Obs 86 35.

6508. V. Bumba, R. Howard, A n o t e o n t h e i d e n t i f i c a t i o n of «M» r e g i o n s . A p J 143 592—595. — Die von V. B u m b a u n d R . H o w a r d (vgl. A J B 65 Ref. 6505) definierten aktiven Gebiete, in denen für längere Zeit immer wieder Fleckenu n d Fackelkomplexe auftreten, fallen mit ausgedehnten unipolaren magnetischen Astronom. Jahresbericht 1966

21

322

66, 1966

V I I . Sonne

Regionen (UMR) zusammen. Verf. zeigen, d a ß die U M R bei einer k o n s t a n t e n Verzögerung von einigen Tagen auch mit den geomagnetischen S t ü r m e n korreliert sind. Gü-Li 6509. V. Bumba, M. Kopecky, G. W. Kuklin, S o m e t h e o r e t i c a l a s p e c t s o f s u n s p o t s . BAC 17 57—64. — Eine Gegenüberstellung von Beobachtungsgrundlagen u n d theoretischen Betrachtungen v o m Gesichtspunkt der Sonnenfleekenentwicklung. Der Einfluß des Magnetfeldes u n d mögliche Dissipationsprozesse werden diskutiert. Eine eingehendere Behandlung der F r a g e n verlangt erheblich verfeinerte Beobachtungen von F e i n s t r u k t u r u n d Magnetfeldern in den Flecken. Ba. 6510. V. Bumba, M. Kopecky, G. W. Kuklin, Z u m P r o b l e m d e s Z e r f a l l s d e s m a g n e t i s c h e n F e l d e s d e r S o n n e n f l e c k e n . Kosmické rozhledy 4 7—10 (tschech.). 6511. W. G. Buslawskij, T e m p e r a t u r e d i s t r i b u t i o n i n a s u n s p o t . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 35 179—185 (russ. m i t engl. Ref.). — Ein System von Gleichungen wird f ü r die Temperaturverteilung in einem Sonnenfleck als F u n k t i o n von zwei Veränderlichen, der optischen Tiefe r im Fleckenzentrum u n d der E n t f e r n u n g r vom Z e n t r u m des Flecks, aufgestellt. Diese Verteilung h ä n g t , wie sich zeigt, v o m Radius des Flecks u n d v o m Verhältnis des Absorptionskoeffizienten im Z e n t r u m des Flecks zum Absorptionskoeffizienten in der P h o t o s p h ä r e ab. Verf. (ü.) * * J. Dufay, L u m i è r e z o d i a c a l e e t a c t i v i t é s o l a i r e . Vgl. Ref. 9512. 6512. M. N. Gnewyschew, Ü b e r d i e A r b e i t e n v o n J. I. W i t i n s k i j u n d G. P . S c h t s c h e g o l e w a i n d e n « S o n n e n d a t e n » N r . 8, 11 u n d 1 2 , 1 9 6 5 . Sonnendaten 1966 Nr. 4 S. 65—69, m i t einer Erwiderung von J. I. W i t i n s k i j u n d G. P . S c h t s c h e g o l e w a , S. 69—72 (russ.). 6513. G. Godoli, R e c e n t i s v i l u p p i d e l l e t e o r i e s u l c i c l o d e l S o l e . Conferenze Oss. Astr. Milano-Merate (1) Nr. 7, 11 S. 6514. G. Godoli, O n t h e T u o m i n e n t h e o r y . Obs 86 243—245.

assumptions

about

the

magnetico Babeock

6515. S. I. Gopasjnk, S o m e p e c u l i a r i t i e s of m o t i o n s i n s i n g l e s u n s p o t s . I. Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 35 139—149 (russ. m i t engl. Ref.). — 1963 sind a m Sonnenmagnetographen Radialgeschwindigkeiten u n d magnetische Feldstärken in zwei unipolaren Flecken gemessen worden. Dabei stellte sich heraus, d a ß die Geschwindigkeitskomponente in der Gesichtslinie verschwand, als sich der Fleck 7° bis 8° westlich v o m Zentralmeridian befand. Ferner zeigte sich, d a ß die magnetische Achse des Flecks u n d die Normale der Ebene, in der die Geschwindigkeitsvektoren des Flecks liegen, zusammenfallen u n d 7° bis 8° nach Osten gegen die Normale zur Sonnenoberfläche geneigt sind. Verf. (ü., gek.) * * D. 0 . Gough, R. J. Tayler, T h e i n f l u e n c e of a m a g n e t i c f i e l d o n S c h w a r z s c h i l d ' s criterion for c o n v e c t i v e i n s t a b i l i t y in an ideally c o n d u c t i n g f l u i d . Vgl. Ref. 5317. 6516. M. D. Gussejnow, A b s o r p t i o n l i n e s s u i t a b l e f o r t h e d e t e r m i n a t i o n of l i g h t s c a t t e r i n g i n t h e s p e c t r o p h o t o m e t r y of s u n s p o t s . Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 35 177—178 (russ. m i t engl. Ref.). — E s wird ein Verzeichnis derjenigen Absorptionslinien gegeben, die zur Berechnung des Einflusses des Streulichts u n d des Verwaschungseffektes (nach der Methode Howards) bei der Spektralphotometrie von Sonnenflecken geeignet sind. Verf. (ü.)

65. Flecke, Fackeln, Sonnenaktivität

66, 1966

323

6517. R. X. Ichsanow, 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 m a g n e t i c f i e l d i n t e n s i t y a n d t h e a r e a s of s u n s p o t s . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Pulkowo 24 Nr. 4 (180) S. 41—50 (russ. mit engl. Ref.). — Zur Darstellung der Beziehung zwischen der magnetischen Feldstärke H in Sonnenflecken u n d der Fleckenfläche A in Millionstel der sichtbaren Sonnenoberfläche schlägt Verf. die Formel log H = a log A + b vor. Die P r ü f u n g an dem Mt. Wilson-Material zwischen 1917 u n d 1956 lieferte eine gute Darstellung im Flächenbereich 40 < A < 600 u n d eine bedeutend bessere Darstellung der Flächen A < 100 als durch die Formel von J . H o u t g a s t u n d A. v a n Sluiters (vgl. A J B 48 Ref. 6321). Gü-Li 6518. R. N. Ichsanow, O n t h e d e t e r m i n a t i o n of r a d i a l v e l o c i t i e s b y means of a magnetograph. Mitt. Astrophys. Obs. K r i m 35 150—160 (russ. mit engl. Ref.). — Zur Bestimmung der Zuverlässigkeit der a m Magnetographen erhaltenen Radialgeschwindigkeiten werden diese m i t den Ergebnissen photographisch beobachteter Geschwindigkeiten verglichen. E s zeigt sich, daß die m i t dem Magnetographen erhaltenen Geschwindigkeiten in einigen Fällen fehlerh a f t sein können. W e n n im Magnetographen zwei Photovervielfacher v e r w a n d t werden, t r i t t bei der Änderung der Helligkeit des Spektrums eine fiktive Radialgeschwindigkeit auf. Bei großen W e r t e n der magnetischen Aufspaltung der Linien können die Ergebnisse der Messungen der Geschwindigkeiten in einigen Fällen auch fehlerhaft sein. Dieser Schluß betrifft vor allem die Linie A 5250.218. Dieser Fehler läßt sich vermeiden, wenn die Radialgeschwindigkeiten aus Linien bestimmt werden, die gegenüber dem Magnetfeld weniger empfindlich sind. I n einem Sonnenfleck verfälschen diese beiden F a k t o r e n die wahre Radialgeschwindigkeit. Verf. (ü.) 6519. C. de Jager, T h e s t r u c t u r e of a s u n s p o t . Vgl. Ref. 1314 S. 242—253 = Sterrewacht «Sonnenborgh» U t r e c h t Overdruk Nr. 83. 6520. J. Jakimiec, M. Zabza, 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 I . AA 16 73—79. — E s werden magnetohydrostatische Modelle zur Darstellung der in Sonnenflecken beobachteten P a r a m e t e r , besonders des Druckes u n d der Intensitätsverteilung der emittierten Strahlung, berechnet. Vorausgesetzt wird die Gültigkeit von Einschränkungen, die Jakimiec früher (vgl. A J B 65 Ref. 6531) gemacht h a t t e . Die erhaltenen Modelle entsprechen nicht vollkommen einem wirklich beobachteten Fleck. Vorschläge zur Verbesserung der Theorie werden diskutiert. E. R. 6521. W. W. Kassinskij, E i n i g e E r g e b n i s s e v o n magnetographischen B e o b a c h t u n g e n der M a g n e t f e l d e r in hellen R i n g e n v o n S o n n e n f l e c k e n . Sonnendaten 1966 Nr. 6 S. 56—61 (russ.). — Ref. in R J U d S S R 1967 3.51.487. 6522. K. 0 . Kiepenheuer, O n t h e s u n s p o t p h e n o m e n o n : G e n e r a l i n t r o d u c t i o n . Vgl. Ref. 1314 S. 26—40 = Mitt. F r a u n h o f e r I n s t . Freiburg Nr. 61. 6523. M. A. Kljakotko,

Über

die

Eigenschaften

der

Strukturfunktion

n

M

= -i- ^ | f( p + e~ + v in P r o t o n e n u n d unterliegen d a n n der F ü h r u n g durch das interplanetare Magnetfeld genau so wie die primären Protonen. I n der ersten H ä l f t e des J a h r e s 1964 (und wohl auch noch 2—3 J a h r e zurück) d ü r f t e der ständige Neutronenfluß von der Sonne höchstens etwa 10 22 Neutronen/sec MeV im Energiebereich 20—75 MeV gewesen sein. (Vgl. hierzu A J B 65 Ref. 68150/151). Die Abtrennung der aus dem Neutronenzerfall s t a m m e n d e n P r o t o n e n von primären Protonen aus chromosphärischen E r u p t i o n e n ist in E r d n ä h e praktisch nicht realisierbar. Loh. 68131. E . C. Roelof, D i f f u s i o n of s o l a r f l a r e p r o t o n s i n t h e t a r y m a g n e t i c f i e l d . Publ ASP 78 449—451. — Ref. ASP.

interplane-

68132. K. Sakurai, T h e p e r s i s t e n c e of s o l a r f l a r e r e g i o n s r e l a t e d t o t h e p r o d u c t i o n of e n e r g e t i c p r o t o n s a n 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 s . P u b l . Astr. Soc. J a p a n 18 350—356. — 1959—1963 gab es auf der Sonne zwei voneinander u m 160° entfernte Längenbereiche, in denen die mit Protonenemission verbundenen chromosphärischen E r u p t i o n e n vorzugsweise a u f t r a t e n ; diese Bereiche waren erdmagnetisch aktiv. Auf Grund dieser Tatsache u n d der mittels des Satelliten I M P 1 erhaltenen Messungen der interplanetaren Magnetfelder wird die S t r u k t u r dieser Felder untersucht. Die Ergebnisse lassen den Schluß zu, daß die M-Regionen mit unipolaren Magnetfeldern auf der Sonne identisch sind. W . Gl. * * K. Sakurai, O n t h e d e v e l o p m e n t of s o l a r f l a r e s a n d t h e t i o n of e n e r g e t i c p a r t i c l e s . Vgl. Ref. 6678.

genera-

68133. W . I. Schischow, Ü b e r d i e A u s b r e i t u n g v o n h o c h e n e r g e t i s c h e n s o l a r e n P r o t o n e n i m i n t e r p l a n e t a r e n M a g n e t f e l d . Geom. Aer. 6 223— 230 (russ.). — Zur Beschreibung der Ausbreitung hochenergetischer P r o t o n e n im interplanetaren Medium wird die kinetische Gleichung in der Fokker-Planckschen N ä h e r u n g verwandt. Verf. analysiert die Lösungen dieser Gleichung zur E r k l ä r u n g der Bedingungen für die Beobachtung einer starken Anisotropie in der Winkelverteilung der relativistischen Protonen, die im Verlauf solarer E r u p t i o n e n erzeugt werden. Der Vergleich der theoretischen Ergebnisse m i t den Beobachtungen der E r u p t i o n vom 4.5.1960 ergab, daß sich der Diffusionskoeffizient D etwa m i t dem Q u a d r a t der E n t f e r n u n g von der Sonne vergrößert. I n der N ä h e der E r d b a h n wird D = 5 X 10 22 cm 2 /sec. Verf. (ü.)

VII. Sonne

374

66, 1966

68134. I. A. Shulin, Ü b e r d i e v e r m i t t e l n d e R o l l e d e r M a g n e t f e l d e r solarer K o r p u s k u l a r s t r ö m e bei der B e s t i m m u n g ihrer E i n w i r k u n g a u f d i e E r d e . Geom. Aer. 6 375—376 (russ.). 68135. A. A. Stepanjan, B. M. VVladimirskij, A. K. Pankratow, D e r Z u s a m m e n hang zwischen Typ I V - R a d i o s t r a h l u n g s s t ö ß e n und der sonnentägl i c h e n V a r i a t i o n der k o s m i s c h e n S t r a h l u n g u n d die B e z i e h u n g zwischen der ersten und zweiten H a r m o n i s c h e n aus Angaben w ä h r e n d d e s I G J . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 30 1843—1845 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1967 5.51.446. 68136. A. N. Tscharachtschjan, T. N. Tscharachtschjan, K o s m i s c h e Strahl u n g u n d S o n n e n a k t i v i t ä t . Geophys. Bull. Zwischenbehördl. Geophys. Komitee Präsidium Akad. Wiss. UdSSR 1966 Nr. 17 S. 3—19 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1967 5.62.185, 6.51.493. 68137. A. N. Tscharachtschjan, A. N. Kwaschnin, T. N. Tscharachtschjan, Die 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 a m 21. u n d 26. S e p t e m b e r 1963. Geom. Aer. 6 126—128 (russ.). * * A. N. Tscharachtschjan, T. N. Tscharachtschjan, D i e s ä k u l a r e n Ä n d e r u n g e n der I n t e n s i t ä t der kosmischen S t r a h l u n g und der 11jährige Z y k l u s d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Vgl. Ref. 13692. 68138. A. M. Tschchetija, Ü b e r e i n i g e E f f e k t e d e r k o s m i s c h e n S t r a h l u n g i m J u l i 1959. Publ. Geophys. Inst. Akad. Wiss. Georg. SSR 26 89—103 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1967 6.62.200, 7.51.532. 68139. S. N. Wernow, A. E. Tschudakow, P. W. Wakulow, J. I. Logatschew, G. P. Ljubimow, A. G. Nikolajew, N. W. Pereslegina, V e n u s - 2 , V e n u s - 3 a n d P r o b e - 3 m e a s u r e m e n t s of 1 — 5 M e V p r o t o n s of s o l a r o r i g i n . DAN 171 847— 850 (russ.). — 1965 Juli 29, August 16/17 und Oktober 4 wurden von Sond 3, November 24 von Venus 2 und (vermutlich) auch Sond 3, sowie November 27/28 von allein drei Stationen solare Protonen des 1—5 MeV-Bereichs registriert. Die Zählergebnisse sind graphisch dargestellt und werden besprochen. Vermutlich bewegten sich die zeitweise von aktiven Gebieten der Sonne ausgehenden Protonen auf archimedischen Spiralen entlang magnetischer Kraftlinien mit Geschwindigkeiten von nur etwa 220 km/sec bei einer Breite von 10 12 —10 13 cm. Petri 68140. B. M. Wladimirskij, A. K. Pankratow, A. A. Stepanjan, T h e diurnal V a r i a t i o n of c o s m i c r a y s a n d i t s c o n n e c t i o n w i t h s o l a r a c t i v i t y . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 35 222—242 (russ. mit engl. Ref.). 68141. S. Yoshida, S.-I. Akasofu, T h e d e v e l o p m e n t of t h e F o r b u s h d e c r e a s e a n d t h e g e o m a g n e t i c s t o r m f i e l d s . Planet. Space Sei. 14 979—986. 68142. V o n d e r S o n n e a u s g e s t o ß e n e S t r ö m e v o n 4 0 k e V - E l e k t r o n e n . Fortschritte Phys. Wiss. 89 307—308 (russ.). 68143. T h e S u n ' s 68144. S o l a r

cosmic-ray

cosmic

rays.

pump.

New Scient. 32 363.

Spaceflight 8 243—244, 432.

* * P r o c e e d i n g s of t h e N i n t h I n t e r n a t i o n a l C o n f e r e n c e o n R a y s . Vgl. Ref. 1336. A J B 65 Ref. 6862 = A J B 65 Ref. 6880. — 173, J RAS Canada 529—530, Spaceflight A J B 65 Ref. 68143 =

R . O.

Cosmic

Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruk 4° Nr. 48. W. B. in A J UdSSR 44 910, J . Astronaut. Sei. 13 60 298—299, Phys. Ber. 45 4387, Phys. Blätter 22 9 181, Strolling Astr. 20 58, ZfA 66 339—340. Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 266.

66, 1966

375

71. Erdkörper

VIII. Erde § 71 Erdkörper 7101. M. A. Alexidse, 1064—1067 (russ.).

On

the

regularization

of

the

Earth.

DAN 170

7102. I. J. Baranow, E t e r n a l c o n g e l a t i o n a n d i t s a p p e a r a n c e i n t h e c o u r s e of e v o l u t i o n of t h e E a r t h a s a p l a n e t . A J UdSSR 48 846—853 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. betrachtet die Erstarrung der Oberflächenschichten planetarischer Körper im Hinblick auf die Erde als einen sich über den Verlauf der Entwicklung hinziehenden Prozeß. Der zeitliche Ablauf der Erstarrung ist an das Vorhandensein von Material gebunden, das bei den entsprechenden Temperaturen aus der gasförmigen oder flüssigen Phase in die feste übergeht. Bei der Erde dürfte die Krustenbildung an den beiden Polkalotten eingesetzt haben. Ho. 7103. W. I. Baranow, T h e a g e of t h e E a r t h , h e a v y e l e m e n t s a n d m e t e o r i t e s . A J UdSSR 43 1074—1080 (russ. mit engl. Ref.). 7104. A. Bjerhammar, 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 of t h e g e o i d a n d t h e s h a p e of t h e E a r t h f r o m a n e l l i p s o i d a l s u r f a c e of r e f e r e n c e . Bull. Geod. (NS) Nr. 81 S. 235—265. — Verf. behandelt den Versuch von D . W . Sagrebin (vgl. A J B 56 Ref. 13115), die Form einer Äquipotentialfläche nach dem für sphärische Flächen geltenden Ansatz von Stokes auch im Falle eines Ellipsoids zu bestimmen. Eigene Untersuchungen führten auf Abweichungen gegenüber der Lösung von Sagrebin und ergaben auf der Grundlage von dessen Formeln eine neue Lösung. Die neuen Ausdrücke sind etwas komplizierter als die von Sagrebin und wurden durch einen Elektronenrechner geprüft. Die maximale Differenz zwischen beiden Lösungen beträgt etwa 4 0 % . Sehr. 7105. D. R. Bower, T h e d e t e r m i n a t i o n of c r o s s - c o u p l i n g e r r o r s i n t h e m e a s u r e m e n t of g r a v i t y a t s e a . J G R 71 487—493 = Contr. Dominion Obs. Ottawa 6 Nr. 29. 7106. F. M. Branley, T h e E a r t h — P l a n e t N u m b e r T h r e e . New York, T. Y. Crowell Company, 1966. 151 S. Preis $ 4.50. — B. in Sky Tel. 31 464. 7107. W. S. Broecker, A b s o l u t e d a t i n g of g l a c i a t i o n . Science 151 299—304.

and

the

astronomical

theory

7108. C. H. Cotter, T h e A s t r o n o m i c a l a n d M a t h e m a t i c a l F o u n d a t i o n s of G e o g r a p h y . London, Hollis & Carter Ltd., 1966. 9 + 244 S. Preis 35 s. — B. in J . Inst. Navigation 20 216. 7109. E.David, B e m e r k u n g z u r A r b e i t : «Der Z u w a c h s d e s E r d r a d i u s » . Z. Geophys. 32 173—174. — Betrifft die in A J B 65 Ref. 7113 zitierte Arbeit. 7110. P. D. Dwnlit, D e r E i n f l u ß Gravitationsfeld der Erde.

atmosphärischer Massen auf das Geod., Kartographie, Luftbildaufnahme.

Zwischenbehördl. Wiss.-Techn. Sammelwerk Ref. in R J U d S S R 1967 8.52.213. 7111. G. A. Eiby, W e i g h i n g

66, 1966

VIII. Erde

376

the

Earth.

1966

Nr. 5

S. 5—14 (russ.).

—

Southern Stars 21 136—145.

7112. I. Fischer, A r e v i s i o n of t h e g e o i d m a p of N o r t h America. J G R 71 4905—1908. — Die im J a h r e 1957 v o m Armee-Kartendienst angefertigte Geoidkarte von Nordamerika wird auf den neuesten S t a n d gebracht, wobei Formeln f ü r die E r d k r ü m m u n g bei der Berechnung der Geoidhöhen eingeführt werden. Sehr. 7113. I . Fischer, S l o p e s a n d c u r v a t u r e s of t h e g e o i d f r o m g r a v i t y a n o m a l i e s b y e l e c t r o n i c c o m p u t e r . J G R 71 4909—4916. — Zur rationellen E r m i t t l u n g von Schwereanomalien oder zur Berechnung von K r ü m m u n g e n durch Elektronenrechner wird eine praktische Methode zur Verarbeitung von Schwerewerten vorgeschlagen: E s wird ein rechtwinkliges Gitter auf die Nachb a r s c h a f t aller Stationen aufgebracht. Die Methode ist vor allem f ü r die K r ü m mungsberechnung vorteilhaft. Sehr. 7114. I . Fischer, R. Shirley, P. Wyatt, A g e o i d p r o f i l e i n N o r t h A m e r i c a f r o m a c o m b i n a t i o n of a s t r o g e o d e t i c a n d g r a v i m e t r i c d a t a . J G R 71 4917—4920. — I n Nordamerika wurden zwischen 40° u n d 50° Breite astronomisch-geodätische Lotabweichungen gravimetrisch interpoliert, u m mehrere Meridianprofile des Geoids zu erhalten. Mit einem einheitlichen rechtwinkligen Netz von Anomalien wurden gravimetrische Lotabweichungen in 15'-Intervallen abgeleitet. Sehr. 7115. J. Flick, P. Melchior, M e s u r e s d e l a c o m p o s a n t e v e r t i c a l e d e s m a r é e s t e r r e s t r e s a u G r a n d - D u c h é d e L u x e m b o u r g . Bull. Cl. Sei. Acad. roy. Belgique (5) 52 1143—1154 = Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 14 = Série Géophys. N r . 80. 7116. G. Gamow, U n e P l a n è t e N o m m é e T e r r e . Aus dem Englischen ü. von G. G u é r o n . Paris, Dunod, 1966. 236 S. Preis F 13. 7117. G. D. Garland, T h e E a r t h ' s S h a p e a n d G r a v i t y . Oxford, P e r g a m o n Press, 1965. 183 S. Preis 17 s. 6 d. — B . in A n n . Géophys. 22 326—327, J A T P 28 796, J B A A 77 219. 7118. P. A. Geisler, G. C. McVittie, T h e m e t r i c f o r t h e gravitational f i e l d of t h e o b l a t e E a r t h a n d t h e e q u a t o r i a l o r b i t s of a s a t e l l i t e . MN 131 483—490. — Durch eine Koordinatentransformation läßt sich die Metrik f ü r das Feld der E r d e als gestörte Schwarzschild-Metrik f ü r eine Kugel darstellen. Mit einer genäherten Lösung der Feldgleichungen f ü r die Störungsglieder werden die äquatorialen B a h n e n eines Satelliten untersucht, u n d es wird die Drehung des Perigäums berechnet. Böh. 7119. R. Gibrat, L ' E n e r g i e d e s M a r é e s . Paris, Presses Universitaires de France, 1966. 215 S. Preis F 18. — B. in A n n d'Astrophys 30 353—354. 7120. J . M. vail Gils, L e s s é i s m e s d e s 15 e t 2 1 d é c e m b r e 1 9 6 5 e t d u 16 j a n v i e r 1 9 6 6 . Ciel et Terre 82 243—267 = Commun. Obs. R o y . Belgique (B) Nr. 12 = Série Géophys. N r . 79. 7121. M. Gorgosz, A n a l y s i s of i n t e r r e l a t i o n b e t w e e n g e o m e t r i c a n d d y n a m i c f l a t t e n i n g of t h e E a r t h . Artificial Satellites Polish Acad. Sei. 2 N r . 2 S. 5—14. 7122. S. W . Gromow, D e r v e r t i k a l e G r a d i e n t d e r Schwerebeschleun i g u n g u n d s e i n e M e s s u n g . Abh. Staatsuniv. Leningrad Nr. 330 S. 126— 140 = Publ. Astr. Obs. Leningrad 23 126—140 (russ. m i t engl. Ref.).

66, 1966

71. Erdkörper

377

7123. W. Grossmann, D i e G e o d ä s i e a l s B e i s p i e l e i n e r A p p r o x i m a t i o n s w i s s e n s c h a f t . Österreich. Z. Vermessungswesen 54 1—9, 41—49. 7124. E. Groten, B e t r a c h t u n g e i n i g e r R a n d w e r t a u f g a b e n i m Z u s a m menhang mit Satelliten-Bahnstörungen infolge topographischer M a s s e n u n r e g e l m ä ß i g k e i t e n . Deutsohe Geod. Kommission Bayer. Akad. Wiss. (A) Nr. 48, 4 + 97 S. 7125. W. S. w a v e s in r e s u l t s of UdSSR 43

Gubanow, T h e a m p l i t u d e s a n d p h a s e s of t h e M 2 a n d O x t i d a l o s c i l l a t i o n s of t h e p l u m b - l i n e f r o m o b s e r v a t i o n a l Time Services a t P u l k o v o , Greenwich and Tokyo. AJ 441—452 (russ. mit engl. Ref.).

7126. I. N. Guds, Ü b e r d i e B e s t i m m u n g d e r D i m e n s i o n e n u n d O r i e n t i e r u n g d e r F i g u r d e r ä u ß e r e n O b e r f l ä c h e d e r L i t h o s p h ä r e . Geod. Kartographie, Luftbildaufnahme Zwischenbehördl. Wiss.-Techn. Sammelwerk 1966 Nr. 4 S. 5—8 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1967 7.52.232. 7127. S. Heitz, F o r m e l n z u r B e r e c h n u n g t o p o g r a p h i s c h - i s o s t a t i s c h e r R e d u k t i o n e n von Lotabweichungen auf der Grundlage geograp h i s c h e r K o o r d i n a t e n . Deutsche Geod. Kommission Bayer. Akad. Wiss. (A) Nr. 47, 16 S. — Es werden Formeln zur Berechnung des topographisch-isostatischen Einflusses einer lotrechten Säule, welche im Grundriß durch geographische Koordinatenlinien begrenzt ist, auf die Lotabweichungskomponente abgeleitet, wobei die Prattsche Theorie der Isostasie zu Grunde gelegt wird. Diese Formeln gelten für die unmittelbare Umgebung des Aufpunktes sowie für relativ große Entfernungen. Verf. 7128. S. Heitz, E i n V o r s c h l a g z u r B e s t i m m u n g ä u ß e r e r Ä q u i p o t e n t i a l f l ä c h e n d u r c h e i n a s t r o n o m i s c h e s N i v e l l e m e n t . Deutsche Geod. Kommission Bayer. Akad. Wiss. (B) Nr. 132 S. 24—31. — Die weitestgehend hypothesenfreie Bestimmung äußerer Niveauflächen des Schwerepotentials mittels eines astronomischen Nivellements wird erläutert. Eine Integralformel zur Bestimmung des Einflusses der Lotkrümmung auf Grund von wahren Schwereanomalien ist angegeben. Verf. 7129. E. P. J . van den Heuvel, On t h e p r e c e s s i o n a s a c a u s e of p l e i temperatures. s t o c e n e v a r i a t i o n s of t h e A t l a n t i c O c e a n w a t e r Geophys. J . RAS 11 323—336 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 10. 7130. E. P. J . van den Heuvel, I c e s h e l f t h e o r y of p l e i s t o c e n e g l a c i a t i o n s . Nature 210 363—365 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 11. 7131. R. Hide, F r e e h y d r o m a g n e t i c o s c i l l a t i o n s of t h e E a r t h ' s c o r e a n d t h e t h e o r y of t h e g e o m a g n e t i c s e c u l a r v a r i a t i o n . Phil. Trans. Roy. Soc. London (A) 259 615—650. 7132. H. Jeffreys, R.O.Vicente, C o m p a r i s o n of f o r m s of t h e e l a s t i c e q u a t i o n s f o r t h e E a r t h . Mem. Acad. roy. Belgique CI. Sei. 8° 37 Fase. 3, 31 S. = Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 3. 7133. J . Kabeläc, T h e d e t e r m i n a t i o n of r e l a t i v e p l u m b - l i n e d e f l e c t i o n s a n d of t h e c o u r s e of e q u i p o t e n t i a l s u r f a c e s i n h i g h m o u n t a i n s d e v e l o p e d f r o m a s t r o - g e o d e t i c d a t a . Studia Geophys. Geod. 9 208—209 = Astr. Inst. Techn. Univ. Praha Publ. c. 25. 7134. I. Katz, W a v e l e n g t h d e p e n d e n c e of t h e r a d a r r e f l e c t i v i t y of t h e E a r t h a n d t h e M o o n . J G R 71 361—366. — Das Reflexionsvermögen von Land- und Seeflächen verringert sich, wie Versuche ergaben, mit wachsender Wellenlänge; es folgt im allgemeinen dem A _1 -Verhalten, obwohl der Exponent

378

VIII. Erde

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in Einzelfällen zwischen - 6 und +2 variieren kann. Positive Exponenten haben schneebedeckte Flächen bei allen Einfallswinkeln und Wasserflächen bei Winkeln über 73°. Die Wellenlängenabhängigkeit beim Mond ist dem Mittel der auf der Erde gefundenen ähnlich. Die Abhängigkeit des Reflexionsvermögens vom Einfallswinkel kann auf diese Weise zur Unterscheidung von Geländetypen dienen. Sehr. 7135. W. M. Kaula, K o s m i s c h e G e o d ä s i e . Ü. aus dem Englischen ins Russische. Moskau, «Nedra», 1966. 162 S. Preis 78 Kop. — B. in R J UdSSR 1966 9.52.49. 7136. W. M. Kaula, T e s s e r a l 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 f i e l d f r o m c a m e r a t r a c k i n g of s a t e l l i t e s . J G R 71 4377—4388 = Publ. Inst. Geophys. Planet. Phys. Univ. California Nr. 487. 7137. S. D. Kilston, R. R. Drummond, C. Sagan, A s e a r c h f o r l i f e o n E a r t h a t k i l o m e t e r r e s o l u t i o n . Icarus 5 79—98. — Unter mehreren 100000 Aufnahmen der Erdoberfläche mit den Weitwinkel-TV-Kameras der Satelliten vom Typ Tiros und Nimbus wurden solche ohne Wolkenbedeckung ausgewählt und auf sichtbare Anzeichen von Spuren einer irdischen Zivilisation hin durchmustert. Dabei wurde besonders nach langen, geradlinig verlaufenden Objekten wie Autobahnen, Brücken, künstliche Dämme in Seehäfen etc. gesucht. Das Ergebnis war nahezu negativ. Bei einer bestmöglichen Bildauflösung von 0.2— 2 km wurden die US-Bundesstraße 40 in Tennessee, der Kondensstreifen eines Düsenflugzeuges mit seinem Schatten auf der Wolkenobergrenze über der DavisStraße und treibende Flöße auf einem Gewässer in K a n a d a identifiziert. BauwerkKomplexe, wie New York, Paris oder die chinesische Mauer konnten nicht aufgefunden werden. Gü-Li 7138. D. G. King-Hele, G. E. Cook, D. W. Scott, O d d z o n a l h a r m o n i c s i n the Earth's gravitational potential, determined from fourteen w e l l d i s t r i b u t e d s a t e l l i t e o r b i t s . Nature 212 271—272. 7139. D. G. King-Hele, G.E.Cook, D.W.Scott, E v e n 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 : A c o m p a r i s o n of r e c e n t d e t e r m i n a t i o n s . Planet. Space Sei. 14 49—52. — Verf. vergleichen die von D. G. King-Hele, G. E. Cook (vgl. A J B 65 Ref. 7125), Y. Kozai (vgl. A J B 64 Ref. 7127) und D. E. Smith (vgl. A J B 65 Ref. 7152) berechneten geradzahligen Harmonischen J 2 m des Gravitationspotentials und finden gute Übereinstimmung im Bereich 28° i j i iS 90°. Durch vier Proberechnungen der täglichen Präzession in Knotenlänge für einen hypothetischen Satelliten, je eine mit den 3, 4, 5 und 6 ersten Harmonischen, wird gezeigt, daß im Bereich i < 28° der Einfluß der ungeradzahligen Harmonischen J m nicht mehr zu vernachlässigen ist. Gü-Li 7140. W. Köhnlein, G e o m e t r i e s t r u c t u r e of t h e E a r t h ' s g r a v i t a t i o n a l f i e l d a s d e r i v e d f r o m a r t i f i c i a l s a t e l l i t e s . SAO Special Rep. Nr. 198, 111 S. — Auf der Grundlage der neuesten Werte f ü r die Harmonischen des Gravitationspotentials, abgeleitet von I. G. Izsak (vgl. Ref. 1325 S. 195) und Y. Kozai (vgl. A J B 64 Ref. 7128) aus den Bahnänderungen künstlicher Erdsatelliten, werden die Struktureigenschaften des Erdpotentials (z. B. die Äquipotentialflächen, die Lotlinien) für die Höhen 0, 1000, 10000 und 100000 km berechnet und in Diagrammen und Konturenkarten dargestellt. Die numerischen Werte sind in einem Anhang gegeben. An zahlreichen Beispielen wird der Gebrauch dieser Unterlagen demonstriert. Gü-Li 7141. W. Köhnlein, O n t h e g r a d i e n t l i n e of t h e E a r t h ' s z o n a l v i t a t i o n a l p o t e n t i a l . SAO Special Rep. Nr. 216, 7 + 17 S.

gra-

66, 1966

71. Erdkörper

379

7142. J . Korhonen, H o r i z o n t a l a n g l e s i n t h e f i r s t o r d e r t r i a n g u l a t i o n of P i n l a n d i n 1 9 2 0 — 1 9 6 2 . Veröff. Finn. Geod. Inst. Nr. 62, 112 S. 7143. N. A. Kosyrew, T h e s p e c t r a l s t u d y of v o l c a n i s m o n K a m c h a t k a . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 4 (180) S. 76—82 (russ. mit engl. Ref.). — I n der vorliegenden Arbeit berichtet Verf. über die vom Obs. Pulkowo im Sommer 1962 organisierte Expedition zur Erforschung vulkanischer Erscheinungen. Dabei wurden Spektren von Flammen und vom Lava-See des Vulkans Ploskij Tolbatschik aufgenommen, ferner Absorptionsspektren des Rauchs der Vulkane Ploskij Tolbatschik, Besymjanny, Kljutschewskij und der Fumarolen des Kraters Bylinkina. Verf. (ü.) 7144. J . Kovalevsky, E l l i p s o ï d e t e r r e s t r e U. A. I. BA (3) 1 Fase. 1 S. 19 —21. — Es erfolgt eine Benennung und Angabe der Werte f ü r die Koeffizienten des Erdellipsoids nach den neuen astronomischen Konstanten des IAU-Systems. Verf. 7145. Y. Kozai, 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 d e r i v e d f r o m s a t e l l i t e m o t i o n . Space Sei. Rev. 5 818—879 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 298. — Die Abhandlung vermittelt einen Überblick über neuere Arbeiten zur Bestimmung des Gravitationspotentials der Erde durch das Studium der Bewegungen künstlicher Erdsatelliten. Formeln für die Satellitenbewegung werden wiedergegeben, die Reduktion der Beobachtungen beschrieben. F ü r die säkularen Bewegungen sind die Definitionen bekannter Autoren und die daraus folgenden Ausdrücke erklärt. Die Koeffizienten der zonalen Harmonischen, die verschiedentlich bis zur 14. Ordnung berechnet wurden, sind aufgeführt, wobei die jeweils von den Autoren verwendeten Satelliten genannt sind. Die bisherigen Resultate werden diskutiert und zur Definition eines Referenzellipsoids verwandt. Eine ausführliche Betrachtung gilt ebenfalls den nichtzonalen Harmonischen. Abschließende Abschnitte sind Resonanzeffekten, Gezeitenwirkungen und möglichen zukünftigen Verbesserungen der Ergebnisse gewidmet. Von den mitgeteilten numerischen Ergebnissen sei der Mittelwert für die geozentrische Gravitationskonstante GM = 3.986009 x 1014 m 3 sec 2 hier erwähnt. Sehr. 7146. K. Ledersteger, K o n t r a k t i o n und Flutreibung. Akad. Wiss. Math.-naturwiss. Kl. 1965 S. 99—112.

Sitzber. Bayer.

7147. E. A. Ljubimowa, T h e d i s t r i b u t i o n of t h e h e a t f l o w a n d t h e r m a l p r o c e s s e s i n t h e E a r t h ' s m a n t l e . A J UdSSR 43 837—845 (russ. mit engl. Ref.). 7148. B.Mason, C o m p o s i t i o n

of t h e E a r t h .

Nature 211 616—618.

7149. M. B. McElroy, D . M . H u n t e n , A m e t h o d of e s t i m a t i n g t h e e a r t h a l b e d o f o r d a y g l o w m e a s u r e m e n t s . J G R 71 3635—3638 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 172. 7150. P. Melchior, T h e E a r t h T i d e s . New York—Oxford, Pergamon Press, 1966. 472 S. Preis $ 17.50 bzw. £ 5 5 s. — B. in Ann. Géophys. 22 649, J B A A 76 371—372, La Nature 94 279, Österreich. Z. Vermessungswesen 55 88—89, Science 154 1157. 7151. P.Melchior, D é t e r m i n a t i o n e x p é r i m e n t a l e d e s e f f e t s d y n a m i q u e s du n o y a u l i q u i d e de la T e r r e d a n s les m a r é e s t e r r e s t r e s d i u r n e s . Bull. Cl. Sei. Acad. roy. Belgique (5) 52 93—100 = Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 4. 7152. P.Melchior, S u r l ' h é t é r o g é n é i t é d e l a c r o û t e t e r r e s t r e e n B e l g i q u e m i s e en é v i d e n c e p a r les o b s e r v a t i o n s des m a r é e s t e r r e s t r e s

380

66, 1966

VIII. Erde

à R e m o u c h a m p s . Bull. CI. Sei. Acad. roy. Belgique 52 (5) 1041—1046 — Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 10 = Série Géophys. Nr. 77. 7153. P. Melchior, J . Brouet, C o n t r i b u t i o n d e s s t a t i o n s c l i n o m é t r i q u e s de m a r é e s t e r r e s t r e s à l ' é t u d e des m o u v e m e n t s r é c e n t s de l'écorce. Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 8, 7 S. = Série Géophys. Nr. 75. 7154. P. Melchior, D i u r n a l e a r t h t i d e s a n d t h e E a r t h ' s l i q u i d c o r e . Geophys. J . RAS 12 15—21 = Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 11 = Série Géophys. Nr. 78. 7155. N. K. Migal, E i n i g e W o r t e ü b e r d i e H a u p t p r o b l e m e d e r T h e o r i e d e r E r d f i g u r . Geod. Kartographie, Luftbildaufnahme. Zwischenbehördl. Wiss.Techn. Sammelwerk 1965 Nr. 3 S. 59—62 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1967 1.52.200. 7156. G. R. Miller, T h e f l u x of t i d a l J G R 71 2485—2489.

e n e r g y o u t of t h e d e e p

oceans.

7157. I. F. Monin, A n e w m e t h o d f o r c o m p u t i n g t h e e l e m e n t s of t h e e x t e r n a l g r a v i t y f i e l d a n d t h e f i g u r e of t h e t o p o g r a p h i c s u r f a c e of t h e E a r t h . A J UdSSR 43 670—677 (russ. mit engl. Ref.). 7158. I. F. Monin, Ü b e r d i e B e s t i m m u n g d e s v e r t i k a l e n G r a d i e n t e n d e r S c h w e r e b e s c h l e u n i g u n g d e r w i r k l i c h e n E r d e . Ber. Akad. Wiss. Ukrain. SSR 1966 Nr. 1 S. 76—79 (ukrain. mit russ. und engl. Ref.). 7159. I. F. Monin, Z u r 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, Luftbildaufnahme Zwischenbehördl. Wiss.-Techn. Sammelwerk 1965 Nr. 3 S. 150—159, mit einer Besprechung von W. W. B r o w a r S. 160—161 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1967 3.52.158, 159. 7160. H. Moritz, E i n e e i n f a c h e A b l e i t u n g d e s T e r m s v o n Österreich. Z. Vermessungswesen 54 173—175.

Molodenski.

7161. D. Nagy, T h e g r a v i t a t i o n a l a t t r a c t i o n of a r i g h t r e c t a n g u l a r p r i s m . Geophysics 31 362—371 = Contr. Dominion Obs. Ottawa 7 Nr. 12. 7162. D. Nagy, T h e e v a l u a t i o n of H e u m a n ' s L a m b d a f u n c t i o n a n d i t s a p p l i c a t i o n t o c a l c u l a t e t h e g r a v i t a t i o n a l e f f e c t of a r i g h t c i r c u l a r c y l i n d e r . Pure Applied Geophys. 62, 8 S. = Contr. Dominion Obs. Ottawa 6 Nr. 26. 7163. I. Nakagawa, Y. Sato, A n a l y s i s f o r g r a v i m e t r i c t i d a l d a t a b y t h e l e a s t s q u a r e m e t h o d . J . Geod. Soc. J a p a n 12 71—76 (japan, mit engl. Ref.). 7164. M. Olberg, S t ö r u n g e n d e r G e o i d u n d u l a t i o n e n a n D i s k o n t i n u i t ä t s f l ä c h e n d e r D i c h t e . Gerlands Beiträge Geophys. 75 112—115. 7165. J . Osôrio, T h e e v a l u a t i o n of t h e g e o p o t e n t i a l . 48 5—18, 1965 = Publ. Obs. Astr. Univ. Porto Nr. 19.

An. Fac. Ci. Porto

7166. J . Osôrio, S e c t o r i a l h a r m o n i c s of t h e E a r t h ' s gravitational p o t e n t i a l . Spaceflight 8 31—33 = Publ. Obs. Astr. Univ. Porto Nr. 20. 7167. 0 . M. Ostatsch, L. P. Pellinen, D e r E i n f l u ß d e r E l l i p t i z i t ä t der E r d e a u f i h r e S t o k e s s c h e n K o n s t a n t e n . Publ. Zentr. Forschungsinst. Geod. Luftbildaufnahme, Kartographie 1966 Nr. 171 S. 63—68 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1967 4.52.196.

66, 1966

381

71. Erdkörper

7168. N. N. Parijskij, E r d g e z e i t e n 2 Nr. 5 S. 22—28 (russ.).

und innerer A u f b a u der Erde.

EuW

7169. E. Proverbio, L ' u t i l i s a t i o n d e s p e n d u l e s a s t r o n o m i q u e s dans l a d é t e r m i n a t i o n d e s m a r é e s t e r r e s t r e s . Bull. Annuel Soc. Suisse Chronométrie 7, 12 S. = Contr. Oss. Astr. Milano-Merate (NS) Nr. 259. 7170. R. T. Reynolds, P. E. Fricker, A. L. Summers, E f f e c t s u p o n t h e r m a l m o d e l s of t h e E a r t h . J G R 71 573—582.

of

melting

7171. D. Schopps, D i e L ö s u n g d e r g e o d ä t i s c h e n H a u p t a u f g a b e n i n der N ä h e der Erdpole mit Hilfe der stereographischen Polarp r o j e k t i o n . Monatsber. Deutsch. Akad. Wiss. Berlin 8 155—156. — Ref. der in A J B 64 Ref. 7148 zitierten Arbeit. 7172. N. Sekiguchi, J. Matsumoto, O n a n e x p e r i m e n t c o n c e r n i n g t o t h e e f f e c t s of t h e v i s c o s i t y of t h e E a r t h ' s c o r e o n i t s r o t a t i o n . A n n . Tokyo Astr. Obs. (2) 10 53—61. — Die Beziehung zwischen äußerem Drehm o m e n t u n d Präzessionsbewegung eines mit zäher Flüssigkeit gefüllten rotierenden sphäroidischen Körpers wurde im Experiment untersucht. I m Hinblick auf die Nutationstheorie der Erdachse diente der Versuch der P r ü f u n g von L a m b s Theorie, wenn bei einer rotierenden vollkommenen Flüssigkeit die Periode des äußeren D r e h m o m e n t s bei einem kritischen W e r t liegt. Wegen der Zähigkeit der Flüssigkeit verschwindet hier die Singularität. I n der E r d e scheint die elektromagnetische K o p p l u n g zwischen K e r n u n d Mantel groß genug zu sein, u m die E r d e in der Nutationstheorie als festen Körper behandeln zu können. Sehr. * * R. Sigl, E. Groten, b l i c k . Vgl. Ref. 3660.

Dynamische

Satellitengeodäsie. — Ein

Über-

7173. P. D. Sucharewskij, Ü b e r d i e B e s t i m m u n g d e r H ö h e d e s S c h a t t e n s d e r f e s t e n E r d e . Bull. Astrophys. Obs. A b a s t u m a n i Nr. 34 S. 109—116 (russ. mit georg. u n d engl. Ref.). 7174. H. Takeuchi, T h e T h e o r y of t h e E a r t h ' s I n t e r i o r . W a l t h a m , Mass., Blaisdell Publishing Company, 1966. 131 S. Preis S 6.50. — B. in Geophys. J . R A S 13 462, Nachr. Karten-Vermessungswesen (1) H e f t Nr. 34 S. 101. 7175. T. Tanaka, I. Nakagawa, T. Mikumo, T i d a l a n a l y s i s b y t h e F o u r i e r t r a n s f o r m m e t h o d . J. Geod. Soc. J a p a n 12 77—84 (japan. mit engl. Ref.). 7176. M. Tiron, N e u e Ü b e r l e g u n g e n z u r L ö s u n g d e r M o l o d e n s k i j s . Stud. Cerc. Astr. 11 105—111 (russ.).

Integralgleichung

7177. G. Togliatti, N o t e s u l l a p r o i e z i o n e s t e r e o g r a f i c a p o l a r e d e l l ' e l l i s s o i d e t e r r e s t r e . Lincei R e n d . Sei. fis. m a t . n a t . (8) 41 312—315. 7178. V. S. Tuman, T h e s a t e l l i t e g e o i d m a y h a v e a w e s t w a r d d r i f t . N a t u r e 210 826—827. — N a c h Untersuchungen von A. Vogel (vgl. A J B 60 Ref. 7166), L. Egyed (vgl. A J B 64 Ref. 7112) u n d V. S. T u m a n (vgl. N a t u r e 204 1146, 1964) gibt es Anzeichen f ü r eine langsame Verlagerung der Tiefe des E r d k e r n s relativ zum Mantel, die sich in Änderungen des magnetischen NichtDipolfeldes u n d der Schwereanomalien zu erkennen geben m ü ß t e n . E s wurden die von H . Jeffreys 1952 abgeleiteten äquatorialen Schwereanomalien in Abhängigkeit von der geographischen Länge aufgetragen u n d dem äquatorialen Anomalieprofil des Satellitengeoids von W. M. K a u l a u n d J . G. Izsak (1960) gegenübergestellt. E s zeigte sich eine Westdrift des Profils von 1?2 bis 1?5 pro J a h r , die mit der vorausgesagten Verschiebung n a h e übereinstimmt. Gü-Li

382

V I I I . Erde

66, 1966

7179. G. Veis, Ü b e r d i e o p t i m a l e V e r w e n d u n g k ü n s t l i c h e r Erds a t e l l i t e n f ü r d i e G e o d ä s i e . Geod. Kartographie 1966 Nr. 3 S. 7—9 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1966 7.52.79. 7180. A. P. Venedikov, U n e m é t h o d e p o u r l ' a n a l y s e d e s m a r é e s t e r r e s t r e s ä p a r t i r d ' e n r e g i s t r e m e n t s d e l o n g u e u r a r b i t r a i r e . Bull. CI. Sei. Acad. Roy. Belgique (5) 52 463—485 = Commun. Obs. Roy. Belgique Nr. 250 = Serie Géophys. Nr. 71. 7181. A. P. Venedikov, S u r l a c o n s t i t u t i o n d e f i l t r e s n u m é r i q u e s p o u r le t r a i t e m e n t d e s e n r e g i s t r e m e n t s d e s m a r é e s t e r r e s t r e s . Bull. CI. Sei. Acad. Roy. Belgique (5) 52 827—845 = Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 9 = Serie Géophys. Nr. 76. 7182. T. Vincenty, T r a n s f o r m a t i o n of g e o d e t i c d a t a b e t w e e n r e f e r e n c e e l l i p s o i d s . J G R 71 2619—2624. — Es werden Formeln zur Umwandlung der geodätischen Koordinaten, geodätischen Distanzen und Azimute von einem auf ein anderes Bezugsellipsoid abgeleitet, die sich für mechanische Rechnung eignen und ohne Benutzung von Hilfstafeln auskommen. Die erreichbare Genauigkeit ist von der Distanz und dem Azimut abhängig. I m Mittel ist die Genauigkeit der Transformation etwa 1 : 100 Millionen für geodätische Linien bis zu 2000 km Länge. Gü-Li * * J. P. Vinti, I n v a r i a n t p r o p e r t i e s of a n o b l a t e p l a n e t . Vgl. Ref. 41120.

of

the

spheroidal

potential

7183. K.Voss, Ü b e r d i e G e s t a l t u n d d a s S c h w e r e f e l d d e r E r d e . I I I . Z. Geophys. 82 216—231. — Die in Teil I I abgeleitete nichtlineare Integralgleichung für das Potential U (x) einer rotierenden, inkompressiblen Flüssigkeit wird hier bis zur zweiten Ordnung einer Störungsrechnung behandelt. Die Lösung gestattet es, f ü r die Erde Gestalt, Schwerefeld und Massenmomente bis zur zweiten Ordnung aus der vorausgesetzten Dichtekurve zu berechnen. Damit ist für alle Ordnungen der Störungsrechnung ein einheitlicher Formalismus gegeben, der sowohl die Clairautsche als auch die Helmertsche Theorie umfaßt. Verf. 7184. C.-Y. Wang,

Earth's

zonal

deformations.

J G R 71 1713—1720.

7185. C.-Y. Wang, « W e s t w a r d d r i f t » of t h e s a t e l l i t e g e o i d . Nature 211 504. — Die von V. S. Tuman (vgl. Ref. 7178) aus einem Vergleich der zu verschiedenen Zeiten (1943 und 1963) bestimmten Maxima und Minima der Gravitationsanomalien festgestellte Westdrift des Satellitengeoids wird als nicht gesichert angesehen, da die Positionen der Anomalien in Länge größere Widersprüche zu den neuesten Bestimmungen (1966) aufweisen. Gü-Li 7186. M. A. Ward, C o m m e n t s o n d e t e c t i n g r a d i u s . Geophys. J . RAS 10 4 4 5 ^ 4 7 . 7187. A. G. Wologdin, S i g n s of a n c i e n t 43 1098—1106 (russ. mit engl. Ref.).

changes

in

the

life on t h e E a r t h .

Earth's

A J UdSSR

7188. S. M. Yionoulis, D e t e r m i n a t i o n of c o e f f i c i e n t s a s s o c i a t e d w i t h t h e g e o p o t e n t i a l h a r m o n i c s of o r d e r t h i r t e e n . J G R 71 1768. 7189. S. M. Yionoulis, D e t e r m i n a t i o n of c o e f f i c i e n t s t h e g e o p o t e n t i a l h a r m o n i c of d e g r e e a n d o r d e r J G R 71 4064.

associated with (n, m) = (13,12).

7190. R. Zander, S p e c t r a l s c a t t e r i n g h o a r f r o s t . J G R 71 375—378.

ice

properties

of

clouds

and

383

72. Atmosphäre

66, 1966

7191. H a n d b o o k of G e o p h y s i c s a n d S p a c e E n v i r o n m e n t s , A i r F o r c e C a m b r i d g e R e s e a r c h L a b o r a t o r i e s . New York, McGraw-Hill Book Company, 1966. 620 S. Preis $ 24.50. — B. in Geophys. J . RAS 12 225. 7192. T a m a ñ o

de la Tierra.

7193. T h e E a r t h

El Universo 20 203.

f r o m t h e Moon.

7194. L u n a r O r b i t e r p h o t o g r a p h s —347, 359—362. 7195. D i e E r d e * * Advances

aus

dem

in E a r t h

Weltall. Science.

Sei. American 215 Nr. 4 S. 4 2 ^ 3 . Earth

a n d Moon.

Sky Tel. 32 346

Weltraumfahrt 17 77—79. Vgl. Ref. 1318.

* * T r a j e c t o r i e s of A r t i f i c i a l C e l e s t i a l f r o m O b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 1325.

Bodies

as

Determined

* * P r o c e e d i n g s of S y m p o s i u m o n t h e U s e of S a t e l l i t e O b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 1326 S. 83—126. — Enthält 7 Vorträge, teilweise als Referate, über die Lösung geophysikalischer Probleme aus optischen und Radiomessungen von künstlichen Erdsatelliten (Ionosphäre, Erdatmosphäre, kosmische Strahlung, Wetterbeobachtungen).

§ 72

Atmosphäre 7201. A. D. Anderson, W.E.Francis, T h e v a r i a t i o n of t h e n e u t r a l a t m o s p h e r i c p r o p e r t i e s w i t h local t i m e a n d s o l a r a c t i v i t y f r o m 100 t o 10 0 0 0 k m . J . Atmosph. Sei. 23 110—124. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1515, Phys. Ber. 45 4360. 7202. A.D.Anderson, E x i s t e n c e of a s i g n i f i c a n t l a t i t u d i n a l v a r i a t i o n i n d e n s i t y f r o m 2 0 0 t o 8 0 0 k i l o m e t r e s . Nature 209 656—661. — Das Verhältnis der polaren zur äquatorialen Luftdichte zwischen Nord- und Südhalbkugel zeigt Schwankungen bis zu 3 0 % , die eine jährliche Periode aufweisen. Dieses Ergebnis wurde aus einer Analyse der Absinkraten des Perigäums vom Satelliten 1958 a ( = Explorer 1) während der Jahre 1961 und 1962 erhalten und gilt für die Höhen 200 bis 800 km. Gü-Li 7203. L.Y. Berkner, L.C.Marshall, S a u e r s t o f f u n d E n t w i c k l u n g . E u W 2 Nr. 4 S. 32—39 (russ.). — Verf. diskutieren die Geschichte der Entwicklung der SauerstofFatmosphäre der Erde und die Entwicklung des Lebens. Rra. 7204. L. V. Berkner, L. C. Marshall, L i m i t a t i o n o n o x y g e n c o n c e n t r a t i o n i n a p r i m i t i v e p l a n e t a r y a t m o s p h e r e . J . Atmosph. Sei. 23 133—143. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2274, Phys. Ber. 45 5368. 7205. V. P. Bhatnagar, A. P. Mitra, A n u p p e r a t m o s p h e r i c m o d e l f o r s o l a r m i n i m u m c o n d i t i o n s . J . Atmosph. Sei. 28 233—244. — Ref. in Phys. Abstr. 69 1995, Phys. Ber. 45 5780. 7206. R. D. Cadle, P a r t i c l e s i n t h e A t m o s p h e r e a n d S p a c e . New York, Reinhold Publishing Corporation; London, Chapman and Hall Ltd., 1966. 8 + 226 S. Preis $ 10.00. — B. in Geochim. Cosmochim. Acta 31 911—912, J A T P 29 905—906, Nature 212 1010, Sei. American 215 Nr. 5 S. 155.

384

66, 1966

VIII. Erde

7207. G. E. Cook, D. W. Scott, E x o s p h e r i c d e n s i t i e s n e a r s o l a r m i n i m u m d e r i v e d f r o m t h e o r b i t of E c h o 2. Planet. Space Sei. 14 1149—1165. — Aus der A b n a h m e der Periode des Ballonsatelliten Echo 2 (1964—4 A) zwischen 1964 Febr. u n d 1965 Dez. wurde u n t e r Berücksichtigung des Strahlungsdruckes die Dichte der Atmosphäre zwischen 1080 u n d 1170 k m Höhe abgeleitet. Herangezogen wurden die Bahnbestimmungen der NASA u n d des Smithsonian Astrophys. Obs. Der Mittelwert der Dichte ist 8 X 10~19 g/cm 3 . Die Dichte zeigt eine tägliche Periode v o m F a k t o r 2 u n d eine Halbjahresperiode vom F a k t o r 3. Gü-Li 7208. P. E. Damon, A. Long, D. C. Grey, F l u c t u a t i o n of a t m o s p h e r i c C 1 4 d u r i n g t h e l a s t s i x m i l l e n n i a . J G R 71 1055—1063. 7209. A. D. Danilow, E x p e r i m e n t e l l e U n t e r s u c h u n g e n d e r neutralen Z u s a m m e n s e t z u n g d e r A t m o s p h ä r e in 100 b i s 2 0 0 k m H ö h e . Kosm. Forsch. 4 47—65 (russ.). 7210. J. P. Flandre, 1965.

L'ozone

atmosphérique.

Ciel et Terre 81 362—372,

7211. M.P.Friedman, A c r i t i c a l s u r v e y of u p p e r - a t m o s p h e r e d e n s i t y m e a s u r e m e n t s b y m e a n s of i o n i z a t i o n g a u g e s . SAO Special Rep. Nr. 217, 7 + 11 + A 7 S. 7212. A. Hamon, U n

phénomène

céleste

inusité.

B S A F 80 414—415.

7213. A. E. Hedin, A. 0 . Nier, A d e t e r m i n a t i o n of t h e n e u t r a l comp o s i t i o n , n u m b e r d e n s i t y , a n d t e m p e r a t u r e of t h e u p p e r a t m o s p h e r e f r o m 120 t o 200 k i l o m e t e r s w i t h r o c k e t - b o r n e m a s s s p e c t r o m e t e r s . J G R 71 4121^1131. 7214. R. L. Hilliard, G. G. Shepherd, U p p e r a t m o s p h e r i c temperatures f r o m D o p p l e r line w i d t h s — IV. A d e t a i l e d s t u d y u s i n g t h e 0 1 5 5 7 7 À a u r o r a l a n d n i g h t g l o w e m i s s i o n . Planet. Space Sei. 14 383— 406. 7215. S. S. Holt, R . B . Mendell, S. A. Korff, a t i o n s in t h e a t m o s p h e r e a t solar 7216. R.Horowitz, D i r e c t m e a s u r e m e n t s s p h e r e . Ann. Géophys. 22 31—39.

Fast neutron latitude varim i n i m u m . J G R 71 5109—5116. of

density

7217. J. Houtermans, On the quantitative geophysical parameters and the natural 193 1—12.

in

the

thermo-

relationships C14 i n v e n t o r y .

between Z. Physik

7218. M. Huruhata, J. Nakamura, K. Saito, M e a s u r e m e n t of u p p e r a t m o s p h e r i c w i n d b y s o d i u m c l o u d d r i f t s . Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 20 214—222 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 293. 7219. L. G. Jacchia, D e n s i t y Géophys. 22 75—85.

variations

in

the

heterosphere.

Ann.

7220. L. G. Jacchia, J. Slowey, T h e s h a p e a n d l o c a t i o n of t h e d i u r n a l b u l g e i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . SAO Special Rep. Nr. 207, 9 + 22 S. 7221. L. G. Jacchia, J. Slowey, F. Verniani, G e o m a g n e t i c perturbations a n d u p p e r - a t m o s p h e r e h e a t i n g . SAO Special Rep. N r . 218, 7 + 2 7 S. 7222. F. S. Johnson, D e n s i t y

of a n

exosphere.

Ann. Géophys. 22 86—91.

66, 1966

72. Atmosphäre

7223. D. G. King-Hele, M e t h o d s of d e t e r m i n i n g s a t e l l i t e o r b i t s . Ann. Geophys. 22 40—52.

385 air

density

from

7224. D. G. King-Hele, S e m i - a n n u a l V a r i a t i o n i n upper-atmosphere d e n s i t y . Nature 210 1032. — Eine seit 1960 bekannte halbjährliche Schwankung in der Dichte der Hochatmosphäre in Gestalt einer Doppelwelle (Maxima im April und Oktober), die aus Satellitenbeobachtungen hervorging, wurde von A. D. Anderson (vgl. Ref. 7202) als Breiteneffekt erklärt. Verf. weist aus den Beobachtungen des auf einer nahe kreisförmigen Polbahn umlaufende« Satelliten Samos 2 ( = 1961 ctj) nach, daß die Dichteschwankung von der geographischen Breite unabhängig ist. Gü-Li 7225. D. G. King-Hele, T h e s e m i - a n n u a l V a r i a t i o n i n upper-atmos p h e r e d e n s i t y , a s r e v e a l e d b y S a m o s 2. Planet. Space Sei. 14 863— 869. — Während A. D. Anderson (vgl. Ref. 7202) die von Paetzold und Zschörner (vgl. A J B 61 Ref. 1337 S.958) entdeckte halbjährliche Dichteschwankung in 200— 600 km Höhe als einen Breiteneffekt interpretiert, zeigt Verf. durch eine Analyse der Bahnänderungen von Samos 2 (1961 a x ), daß der Halbjahresgang (Maxima im April und Oktober) reell und von der Breite unabhängig ist. Gü-Li 7226. D. G. King-Hele, E. Quinn, U p p e r - a t m o s p h e r e d e n s i t y , d e t e r m i n e d f r o m t h e o r b i t s of C o s m o s r o c k e t s . Planet. Space Sei. 14 1023—1033. — Aus der Abnahme der Umlaufzeit von 42 Erdsatelliten, vorwiegend Raketen von Cosmos-Satelliten, während der Endphase ihrer Bahnbewegung wird die Luftdichte in 150 bis 300 km Höhe neu bestimmt. Unterhalb von 170 km zeigt sich eine ausgeprägte Differenz der Tag- und der Nachtluftdichte. Die Tagdichte übersteigt die Nachtdichte um 4 0 % . Gü-Li 7227. D. G. King-Hele, D. W. Scott, A r e v a l u a t i o n of t h e rotational s p e e d of t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Planet. Space Sei. 14 1339—1365. — Verf. wiederholen die Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit der Erdatmosphäre nach der in A J B 64 Ref. 7223 zitierten Arbeit, d. h. aus der Abnahme der Bahnneigung von Satelliten. Sie wenden hierzu die Bahnelemente von 14 Satelliten zwischen 1962 und 1966 an. Danach rotiert die Atmosphäre im Bereich zwischen 200 und 300 km Höhe 1.27 ± 0.18 mal schneller als die feste Erde. Das entspricht einer West-Ost-Drift von 100 m/sec in mittleren Breiten. Eine Zunahme der Rotationsgeschwindigkeit von 1.21 bei 200 km bis auf 1.7 bei 400 km scheint angedeutet zu sein. Gü-Li 7228. D. G. King-Hele, R. B. Allan, 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 . Space Sei. Rev. 6 248—272. — Aus Messungen der Westdrift von künstlich erzeugten Dampfwolken aus Höhenraketen und aus der Abnahme der Bahnneigungen künstlicher Erdsatelliten kann die Rotationsgeschwindigkeit der Erdatmosphäre bestimmt werden. Verf. beschreiben beide Methoden und wenden sie auf geeignete Beobachtungen an. Sie fanden, daß die Atmosphäre in 200—300 km Höhe über mittleren Breiten im Mittel 1.3 mal schneller rotiert als die feste Erde. Allein aus 19 Satellitenbahnen ergab sich der Faktor 1.32 r f : 0.19. Der die Neigung verkleinernde Effekt der Atmosphärendrift wird theoretisch zu begründen versucht. Gü-Li 7229. W. N. Konaschenok, Ü b e r d a s p h o t o c h e m i s c h e G l e i c h g e w i c h t u n d die I o n e n z u s a m m e n s e t z u n g der oberen S c h i c h t e n der A t m o s p h ä r e . Kosm. Forsch. 4 89—94 (russ.). 7230. W. G. Kurt, U n t e r s u c h u n g e n d e s n e u t r a l e n W a s s e r s t o f f s . Bote Akad. Wiss. UdSSR 1966 Nr. 12 S. 33—39 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 6.62.264, 8.51.281: E s werden Ergebnisse von Untersuchungen des neutralen Wasserstoffs der Geokorona und des interplanetaren Raumes diskutiert, die aus Astronom. Jahresbericht 1966

25

386

VIII. Erde

66, 1966

Messungen des Leuchtens des Nachthimmels in der L«-Linie mit geophysikalischen und kosmischen Raketen erhalten wurden (gek.). Kra. 7231. W. G. Kurt, Ü b e r die G e s a m t m e n g e des n e u t r a l e n W a s s e r s t o f f s in der H o c h a t m o s p h ä r e der E r d e . Kosm. Forsch. 4 111—115 (russ.). 7232. F.Link, H i g h - a b s o r b i n g Nature 212 1561—1562.

layer

in t h e t e r r e s t r i a l

atmosphere.

7233. M. Liwshitz, S. F. Singer, T h e r m a l e s c a p e of n e u t r a l h y d r o g e n a n d i t s d i s t r i b u t i o n in t h e E a r t h ' s t h e r m o s p h e r e . Planet. Space Sci. 14 541—561. 7234. K. H. Lloyd, L. M. Sheppard, A t m o s p h e r i c s t r u c t u r e a t 130—200 k m a l t i t u d e f r o m o b s e r v a t i o n s on g r e n a d e glow c l o u d s d u r i n g 1962—63. Australian J . Phys. 19 323—342. * * N. J. MacDonald, M e t h o d s of m e a s u r i n g a t m o s p h e r i c c i r c u l a t i o n s . Vgl. Ref. 6447.

solar

and

terrestrial

7235. M. J. Marow, T h e d e n s i t y of t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Ann. Géophys. 22 65—74. 7236. M. J. Marow, Die D i c h t e d e r H o c h a t m o s p h ä r e a u s d e n B a h n ä n d e r u n g e n s o w j e t i s c h e r k ü n s t l i c h e r E r d s a t e l l i t e n . Geom. Aer. 6 494—505 (russ.). 7237. B. B. May, T h e e f f e c t of a r o t a t i o n of t h e a t m o s p h e r e on t h e c a l c u l a t e d d i u r n a l v a r i a t i o n of u p p e r - a i r d e n s i t y a n d t e m p e r a t u r e . Planet. Space Sci. 14 657—668. 7238. K. Moe, A b s o l u t e a t m o s p h e r i c d e n s i t i e s d e t e r m i n e d f r o m t h e s p i n a n d o r b i t a l d e c a y s of E x p l o r e r VI. Planet. Space Sci. 14 1065— 1075. * * H. G. Müller, A t m o s p h e r i c t i d e s in t h e m e t e o r zone. Vgl. Ref. 9364. 7239. I. Paghis, T h e E a r t h ' s o u t e r m o s t a t m o s p h e r e . J RAS Canada 60 261—271. 7240. T. N»L. Patterson, A t o m i c a n d m o l e c u l a r h y d r o g e n in t h e m o s p h e r e . Planet. Space Sci. 14 417—423.

ther-

7241. T. N. L. Patterson, T h e d i u r n a l v a r i a t i o n of t h e a t o m i c h y d r o g e n c o n c e n t r a t i o n a t t h e b a s e of t h e e x o s p h e r e . Planet. Space Sci. 14 425—431. 7242. P. H. 0. Pearson, S e a s o n a l v a r i a t i o n s of d e n s i t y , t e m p e r a t u r e a n d p r e s s u r e b e t w e e n 40 a n d 90 k m , W o o m e r a , S o u t h A u s t r a l i a , M a r c h 1 9 6 4 — M a r c h 1965. J ATP 28 1057—1064. 7243. S. K. Poultney, E v i d e n c e o t h e r t h a n o p t i c a l r a d a r b a c k s c a t t e r f o r t h e e x i s t e n c e of a n a c c u m u l a t i o n of d u s t b e t w e e n 70 a n d 140 k m a t low l a t i t u d e s . Nature 212 1558—1559. 7244. W. Priester, M. Roemer, H. Volland, T h e p h y s i c a l b e h a v i o r of t h e u p p e r a t m o s p h e r e d e d u c e d f r o m s a t e l l i t e d r a g d a t a . Forschungsber. Astr. Inst. Univ. Bonn 66—12, 141 S. 7245. W. Priester, On t h e v a r i a t i o n s of t h e t h e r m o s p h e r i c NASA TN D-3167, 3 + 16 S.

structure.

66, 1966

72. Atmosphäre

387

7246. W. Priester, On t h e v a r i a t i o n s of t h e t h e r m o s p h e r i c s t r u c t u r e . Vgl. AJB 65 Ref. 1326 S. 493—509 = Sonderdruck Astr. Inst. Univ. Bonn. 7247. S. I. Rasool, W. E. McGovern, P r i m i t i v e a t m o s p h e r e of t h e Nature 212 1225—1226.

Earth.

7248. A. Rima, S u l l a v a r i a z i o n e d e l l a q u a n t i t à t o t a l e di o z o n o a t m o s f e r i c o di t u t t a la T e r r a ( 1 9 2 5 — 1 9 5 9 ) . Atti XIV Convegno Ass. Geofis. Italiana 1965 S. 169—187. 7249. M. Roemer, G e o m a g n e t i c a c t i v i t y e f f e c t a n d 2 7 - d a y v a r i a t i o n : R e s p o n s e t i m e of t h e t h e r m o s p h e r e a n d l o w e r e x o s p h e r e . Forschungsber. Astr. Inst. Univ. Bonn 66—03, 16 S. 7250. M. Roemer, 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 from p r e c i s e l y r e d u c e d o b s e r v a t i o n s of t h e E x p l o r e r I X s a t e l l i t e . SAO Special Rep. Nr. 199, 82 S. 7251. L. Santomauro, L ' a p p l i c a z i o n e d e l l ' a s t r o d i n a m i c a a l l o s t u d i o d e l l ' a l t a a t m o s f e r a . Contr. Oss. Astr. Milano-Merate (NS) Nr. 251, 14 S. * * A. P. Sawruchin, D i e D i f f u s i o n v o n M e t e o r s p u r e n u n d d i e T u r b u l e n z d e r A t m o s p h ä r e in d e r M - Z o n e . Vgl. Ref. 9378. 7252. D. E. Smith, T h e a t m o s p h e r i c d e n s i t y a n d s c a l e h e i g h t f r o m t h e d e c a y of s a t e l l i t e 1 9 6 4 — 3 0 A . Planet. Space Sci. 14 4 5 5 - ^ 5 8 . — Aus den Änderungen des Luftwiderstandskoeffizienten beim Satelliten 1964—30A während der letzten 60 Tage seiner Existenz wurden der Verlauf der Luftdichte zwischen 200 und 300 km Höhe und die Skalenhöhe (36 kmi bestimmt. Sie stimmen gut mit den Ergebnissen früherer Berechnungen überein. Gü-Li 7253. N.W.Spencer, D. R. Taeusch, G. R. Carignan, N 2 t e m p e r a t u r e a n d d e n s i t y d a t a f o r t h e 150 t o 300 k m r e g i o n a n d t h e i r i m p l i c a t i o n s . Ann. Géophys. 22 151—160. 7254. H. E. Suess, S o m e c h e m i c a l a s p e c t s of t h e e v o l u t i o n of t h e t e r r e s t r i a l a t m o s p h e r e . Tellus 18 207—211. 7255. A. D. Sytinskij, Ü b e r d e n M e c h a n i s m u s d e s E i n f l u s s e s d e r S o n n e n a k t i v i t ä t a u f d i e A t m o s p h ä r e u n d L i t h o s p h ä r e d e r E r d e . Geom. Aer. 6 726—732 (russ.). 7256. E. Vassy, P h y s i q u e d e l ' A t m o s p h è r e . T o m e I I I : P h é n o m è n e s d ' A b s o r p t i o n e t d e D i f f u s i o n d a n s l ' A t m o s p h è r e . Paris, GauthierVillars, 1966. 287 S. — B. in Space Sei. Rev. 7 135—136. 7257. F. Verniani, T h e t o t a l m a s s of t h e E a r t h ' s a t m o s p h e r e . J G R 71 385—391. 7258. E. Vigroux, M. Migeotte, P. Vermande, V a r i a t i o n s s a i s o n n i è r e s d e l ' o z o n e a t m o s p h é r i q u e . Ann. Géophys. 21 500—504, 1965 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 294. 7259. E. Vigroux, M. Migeotte, P. Vermande, V a r i a t i o n s d e l ' o z o n e a t m o s p h é r i q u e . Ann. Géophys. 22 15—22 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 297. 7260. H. Volland, E l e k t r o m a g n e t i s c h e W e l l e n a u s b r e i t u n g i n d e r a t m o s p h ä r e . Porschungsber. Astr. Inst. Univ. Bonn 66—04, 57 S. 25»

Erd-

388

V I I I . Erde

7261. H. Volland, H e a t c o n d u c t i o n w a v e s i n t h e u p p e r Forschungsber. Astr. Inst. Univ. Bonn 66—11, 30 S.

66, 1966 atmosphere.

7262. H. Volland, A t w o - d i m e n s i o n a l d y n a m i c m o d e l of t h e d i u r n a l v a r i a t i o n of t h e t h e r m o s p h e r e . P a r t I : T h e o r y . J . Atmosph. Sei. 23 799—807 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Bonn Nr. 81. 7263. A. Wittmann, Nachr. 15 7—9.

Luftdichte

aus

Satellitenbeobachtungen.

7264. U. von Zahn, M a s s e n s p e k t r o m e t r i s c h e U n t e r s u c h u n g e n o b e r e n A t m o s p h ä r e . Phys. Verhandlungen 17 254. — Bef.

in

VdS der

7265. D e r U n t e r s c h i e d z w i s c h e n d e r E r d - u n d d e r V e n u s a t m o s p h ä r e . E u W 2 Nr. 6 S. 17 (russ.). * * A d v a n c e s i n E a r t h S c i e n c e . Vgl. Bef. 1318. * * P r o b l e m s of A t m o s p h e r i c C i r c u l a t i o n . Vgl. Bef. 1328. * * P r o c e e d i n g s of t h e N i n t h I n t e r n a t i o n a l C o n f e r e n c e o n B a y s . Vgl. Bef. 1336. * * Meteoritische

Materie

in d e r

Cosmic

E r d a t m o s p h ä r e . Vgl. Bef. 9389.

A J B 61 Bef. 7277. — Ü. ins Bussische. Moskau, «Mir», 1966. 191 S. Preis 96 Kop. — B. in B J UdSSB 1967 4.62.170. A J B 65 Bef. 7205. — W. B. in Ann. Geophys. 22 326, Beiträge Phys. Atmosphäre 39 260. A J B 65 Bef. 7256. — W. B. in A J UdSSB 44 686. A J B 65 Bef. 7265. — W. B. in J A T P 29 905, Naturwissenschaften 53 164.

§ 73

Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima Refraktion 7301. C. de Concini, E. Proverbio, S t u d i o e d e t e r m i n a z i o n e d e l l a r i f r a z i o n e a t m o s f e r i c a l a t e r a l e e v e r t i c a l e i n O p i c i n a . Boll. Geod. Sei. Affini 25 447—471 = Contr. Oss. Astr. Milano-Merate (NS) Nr. 260. 7302. H. A. Hill, C. A. Zanoni, C o m p e n s a t i o n f o r t h e l a t e r a l c o l o r r a t i o n p r o d u c e d b y t h e a t m o s p h e r e . JOSA 56 1655—1659.

aber-

7303. A.C.Hudson, A u t o m a t i c p r o d u c t i o n of n o m o g r a m s . Bull. Badio Electr. Engineering Div. NBC Canada 16 Nr. 2 S. 28—29. — Nomogramm zur Bestimmung der Refraktion. B . O. 7304. A. A. Kisselew, T. P. Kisselewa, Ü b e r d i e B e r ü c k s i c h t i g u n g der B e f r a k t i o n i n d e r p h o t o g r a p h i s c h e n A s t r o m e t r i e . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 3 (179) S. 153—159 (russ. mit engl. Bef.). — Verf. entwickeln eine neue Formel zur schnellen Berechnung der Refraktion. Die nach der Formel berechnete Tafel (mit der Zenitdistanz £ als Argument) gestattet vor allem, die

66, 1966

389

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

différentielle Refraktion abzuleiten. Als Anwendungsbeispiel werden die Korrektionen wegen differentieller Refraktion f ü r 8 Anhaltssterne in einem Feld von 10° X 10° bei der Zenitdistanz 67° mitgeteilt. Gü-Li 7305. S. Leone, S u l l a d e t e r m i n a z i o n e d e l l e c o s t a n t i d e l l a r i f r a z i o n e t r a m i t e o s s e r v a z i o n i m e r i d i a n e . Atti Accad. Soi. Lettere Arti Palermo (4) 23 Parte I, 10 S., 1963 = Pubbl. Oss. Astr. Palermo (NS) 11 Nr. 5. 7306. L. J. Nugent, R. J. Condon, V e l o c i t y a b e r r a t i o n a n d a t m o s p h e r i c r e f r a c t i o n i n s a t e l l i t e l a s e r c o m m u n i c a t i o n e x p e r i m e n t s . Applied Optics 5 1832—1837. Szintillation 7307. G. W. Achundowa, A. A. Alijew, Z u r K o r r e l a t i o n d e s Z i t t e r n s d e r B i l d e r v o n D o p p e l s t e r n e n . Mitt. Astrophys. Obs. Schemacha 1965 Nr. 4 S. 63—68 (russ.). 7308. J . I. Davis, C o n s i d e r a t i o n of a t m o s p h e r i c s y s t e m s d e s i g n . Applied Optics 5 139—147.

turbulence

in

laser

7309. S. W. Drosdow, Ü b e r d a s Z i t t e r n m i t t l e r e r P e r i o d e b e i v i s u e l l e n S t e r n b e o b a c h t u n g e n . Abh. Pädagog. Inst. Nowgorod 9 78—83 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 3.51.200: Verf. behandelt das Zittern der Sternbildchen bei visuellen Beobachtungen. Hauptmerkmale dieser Erscheinung sind die Amplituden und die Perioden des Zitterns. Zwischen beiden wird eine Beziehung gefunden: mit abnehmender Amplitude nimmt die Periode des Zitterns etwas zu. Derartige Untersuchungen können bei der Erforschung des Astroklimas einen wertvollen Beitrag liefern. Kra. 7310. D.L.Fried, L i m i t i n g r e s o l u t i o n a t m o s p h e r e . JOSA 56 1380—1384.

looking

down

through

7311. D.L.Fried, J.D.Cloud, P r o p a g a t i o n of a n i n f i n i t e p l a n e i n a r a n d o m l y i n h o m o g e n e o u s m e d i u m . JOSA 56 1667—1676.

the wave

7312. R. B. Herriek, J. R. Meyer-Arendt, I n t e r f e r o m e t r y t h r o u g h t h e t u r b u l e n t a t m o s p h e r e a t a n o p t i c a l p a t h d i f f e r e n c e of 3 5 4 m. Applied Optics 5 981—983. 7313. N. S. Kapany, E f f e c t of a i r t u r b u l e n c e 56 1456. — Ref. OSA.

o n i m a g e q u a l i t y . JOSA

7314. I. G. Koltschinskij, T h e e f f e c t of a t m o s p h e r i c t u r b u l e n c e o n t h e l i g h t g r a s p of t e l e s c o p e s . Vgl. Ref. 1151 S. 196—205 (russ. mit engl. Ref.). 7315. A. H. Mikesell, C. S. Brown, A i r b o r n e o b s e r v a t i o n of s t e l l a r s c i n t i l l a t i o n w i t h a p o r t a b l e s t e l l a r p h o t o m e t e r . A J 71 393. — Ref. AAS. 7316. E. W. Morosowa, T h e i n f l u e n c e of s t e l l a r s c i n t i l l a t i o n o n t h e l i n e p r o f i l e s i n t h e n o n - s l i t s p e c t r o g r a p h . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 4 (180) S. 143—146 (russ. mit engl. Ref.). — Unter der Annahme, daß die wahren Linienprofile und die durch die atmosphärische Turbulenz verursachten Profile bei Aufnahmen mit einem spaltlosen Spektrographen von 0.02 mm/A Auflösung und 14.4 m Brennweite einer Normalverteilung genügen, kann der Schluß gezogen werden, daß sich ein solcher Spektrograph dennoch zur Messung von Linienverschiebungen in Sternspektren bzw. von Radialgeschwindigkeiten gut eignet. Verf. (ü.)

390

66, 1966

VIII. Erde

7317. D. Paperlein, D i e A b h ä n g i g k e i t d e r t e r r e s t r i s c h e n S z i n t i l l a t i o n v o n m e t e o r o l o g i s c h e n F a k t o r e n . Mitt. AG Nr. 21 S. 143. — Ref. AG. 7318. L. W. Xanfomaliti, S z i n t i l l a t i o n s s p e k t r e n über dem Observat o r i u m A b a s t u m a n i . Bull. Astrophys. Obs. Abastumani Nr. 34 S. 117—118 (russ.). Extinktion 7319. W. G. Bachtijarow, E r g e b n i s s e d e r e x p e r i m e n t e l l e n P r ü f u n g e i n e r T r a n s p a r e n z m e t h o d e . Publ. Geophys. Hauptobs. 1966 Nr. 183 S. 84—97 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1967 1.51.159. 7320. R. F. Calfee, D.M.Gates, C a l c u l a t e d s l a n t - p a t h a b s o r p t i o n a n d d i s t r i b u t i o n of a t m o s p h e r i c w a t e r v a p o r . Applied Optics 5 287—292. 7321. R. F. Calfee, I n f r a r e d a b s o r p t i o n p r o p e r t i e s g a s e s . J . Quant. Spectrosc. Radiat. Transfer 6 221—228.

of

atmospheric

7322. J. Dachs, U. Haug, J. Pfleiderer, A t m o s p h e r i c e x t i n c t i o n m e a s u r e m e n t s b y p h o t o e l e c t r i c s t a r p h o t o m e t r y . J A T P 28 637—649 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 87. — Während der Untersuchungen der astronomischen Sicht für das ESO-Unternehmen wurden zwischen 1961 Nov. und 1962 Nov. in Südafrika mit einem Zählphotometer (vgl. Ref. 2318) an einem 40 cmReflektor 3732 UBV-Messungen von ausgewählten A- und K-Sternen durchgeführt und die mittleren nächtlichen Extinktionskoeffizienten in U, B und V abgeleitet. Sie stimmen mit denen einer Rayleigh-Atmosphäre plus 2 mm Ozon plus geringe Staubbeimischungen gut überein. Die Staubextinktion war in 8 5 % der Nächte kleiner als O 1 ?^ im Gelben. Gü-Li 7323. S. R. Drayson, A t m o s p h e r i c t r a n s m i s s i o n i n t h e C 0 2 t w e e n 12 n a n d 18 ¡i. Applied Optics 5 385—391.

bands

be-

7324. R. Falciani, M. Rigutti, A l c u n e c o n s i d e r a z i o n i s u l l ' u s o d e l l e r e t t e di B o u g u e r . Mem SA I t (NS) 37 305—315 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 138. — Während Sonnenfinsternissen, und so oft man es mit unregelmäßigem atmosphärischen Zustand zu t u n hat, kann die Anwendung der Bouguerschen Geraden zu beträchtlichen Fehlern führen. Für absolute Werte sollte man die Energie, die man zu einer dem beobachteten Phänomen möglichst nahen Zeit mißt, mit den absoluten tabellarischen Werten der monochromatischen Sonnenenergiestrahlung vergleichen. B. C. 7325. L. Foitzik, G. Hebermehl, D. Spänkuch, K o l l e k t i v e r S t r e u q u e r s c h n i t t und kollektive s p e k t r a l e E x t i n k t i o n der Mie-Streuung bei logar i t h m i s c h e n G a u s s - V e r t e i l u n g e n . Gerlands Beiträge Geophys. 75 447—464. — Es wird eine systematische Übersicht über die beim atmosphärischen Aerosol möglichen logarithmischen Gauss-Verteilungen gegeben. F ü r diese Gauss-Verteilungen wurden die kollektiven Streuquerschnitte mit einem Computer berechnet. Die Ergebnisse werden in einer Zahlentabelle und in graphischen Darstellungen mitgeteilt. Die kollektiven Streuquerschnitte dienten weiter zur Berechnung des spektralen Extinktionskoeffizienten. Auch hierfür sind Zahlenwerte und graphische Übersichten angegeben. Verf. 7326. S. Goto, E. Onodera, O n t h e c o e f f i c i e n t of t u r b i d i t y of t h e a t m o sphere observed with the silver-disc pyrheliometer at Mizusawa. Proc. International Latitude Obs. Mizusawa Nr. 6 S. 101—107 (japan, mit engl. Ref.).

66, 1966

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

391

7827. M. Ilmas, A n e s t i m a t i o n of t h e a t m o s p h e r i c e x t i n c t i o n c o e f f i c i e n t . Tartu Astr. Obs. Publ. 35 197—202 (russ. mit engl. Ref.). — Betrifft Tartu (Dorpat). 7328. W. W. Katjuschina, Ü b e r d i e a t m o s p h ä r i s c h e T r a n s m i s s i o n d e r S o n n e n s t r a h l u n g i m G e b i e t d e r T r i p l e t t l i n i e n d e s O I ( i » 1 3 0 0 A). Kosm. Forsch. 4 619—629 (russ.). — Die Intensität der gestreuten Strahlung in den Triplettlinien des O I (A 1300 A) wird in Abhängigkeit von der optischen Dicke berechnet. Dabei wird angenommen, daß die Streuung monochromatisch ist. Bei der Berechnung wird die Absorption der Strahlung durch den molekularen Sauerstoff berücksichtigt. Die erhaltenen Intensitätswerte liegen ein wenig unter den experimentellen. Verf. (ü.) 7329. A. Leupolt, B e s t i m m u n g d e r K o n t i n u u m a b s o r p t i o n i m S p e k t r a l b e r e i c h v o n 0 . 5 b i s 2 . 5 ßm. Optik 23 538—558,567—588. 7330. G. S. Liwschiz, W. E. Pawlow, S. N. Miljutin, Ü b e r d i e A b s o r p t i o n d e s L i c h t s d u r c h a t m o s p h ä r i s c h e A e r o s o l e . Publ. Astrophys. Inst. AlmaAta 7 85—90 (russ. mit engl. Ref.). 7331. G. L. Matloff, V a r i a t i o n of a p p a r e n t s t a r m a g n i t u d e a l t i t u d e a n d S t a t i o n h e i g h t . JOSA 56 1455. — Ref. OSA.

with

star

7332. E. P. Ney, T. J. Pepin, O b s e r v a t i o n s o n s t e l l a r e x t i n c t i o n o b t a i n e d i n t h e G e m i n i 9 s p a c e f l i g h t . Nature 211 1382—1383. — Zwei Weitwinkelaufnahmen einer leuchtenden Schicht (Nachthimmelleuchten) in 80 km Höhe, von E. Cernan und T. Stafford aus der Kapsel Gemini 9 photographiert, zeigen den Stern ß CMa einmal in der Schicht, ein wenig später über der Schicht. Eine Bestimmung der Helligkeiten aus einer Isodensitometrie beider Aufnahmen ergab keinerlei Extinktion. Dieses Ergebnis widerlegt die Existenz einer von F. Link (vgl. A J B 56 Ref. 3204) aus der Photometrie von Mondfinsternissen ermittelten Dunstschicht in 100—150 km Höhe von der vertikalen optischen Tiefe 0.025—0.05. Gü-Li 7333. W. E. Pawlow, Ü b e r d i e S t r e u f u n k t i o n d e s atmosphärischen D u n s t e s . Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 7 91—93 (russ. mit engl. Ref.). 7334. H. Quenzel, E i n I n t e r f e r e n z f i l t e r - A k t i n o g r a p h z u r o p t i s c h e n Bestimmung des atmosphärischen Gesamtwasserdampfgehaltes. Beiträge Phys. Atmosphäre 39 112—144. — Es wird ein mit Interferenzfiltern ausgerüsteter Aktinograph zur Bestimmung des Gesamtwasserdampfgehaltes der Atmosphäre beschrieben. Dazu wird die Extinktion der Sonnenstrahlung in schmalen Spektralbereichen mit und ohne Wasserdampfabsorption (Absorptions- und Referenzbereiche) gemessen. Zur Eichung werden die Meßwerte mit dem aus Radiosondenaufstiegen ermittelten atmosphärischen Wasserdampfgehalt verglichen. Die Theorie enthält eine Reihe von Annahmen, die überprüft werden. I m einzelnen wurde untersucht, welche Einflüsse die selektive atmosphärische Absorption in den Referenzbereichen, die Wellenlängenabhängigkeit des KontinuumExtinktionskoeffizienten und die Druck- und Temperaturabhängigkeit der Wasserdampfabsorption auf die Genauigkeit der Wasserdampfbestimmung haben. Verf. (gek.) 7335. H. Quenzel, T a g e s g ä n g e d e s a t m o s p h ä r i s c h e n Gesamtwasserdampfgehaltes nach Messungen mit einem Interferenzfilter-Aktinog r a p h e n . Beiträge Phys. Atmosphäre 39 145—164. — Es werden Tagesgänge des Gesamtwasserdampfgehaltes der Atmosphäre ermittelt, die bei verschiedenen Wettersituationen auf der Bergstation Jungfraujoch, der Station S. Agata an der Küste in Mittelitalien und in München beobachtet wurden. Einige Betrachtungen über die Tagesgänge sind beigefügt. Verf.

392

V I I I . Erde

66, 1966

7336. G. D. Robinson, S o m e d e t e r m i n a t i o n s of a t m o s p h e r i c a b s o r p t i o n b y 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 f r o m a i r c r a f t a n d a t t h e s u r f a c e . Quarterly J . Roy. Meteorol. Soc. 92 263—269. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2276. * * C. Roslund, I n v e s t i g a t i o n s of a M i l k y W a y f i e l d i n S c o r p i u s . A p h o t o e l e c t r i c s e q u e n c e of A —K s t a r s . Vgl. Ref. 10S83. 7337. P. R. Schwartz, W.B.Lenoir, A t m o s p h e r i c a b s o r p t i o n a t MIT Res. Lab. Electronics Quarterly Progr. Rep. Nr. 82 S. 33—35.

IV.

72 G H z . R . O.

7338. G. W. Simon, A p r a c t i c a l s o l u t i o n of t h e a t m o s p h e r i c d i s p e r s i o n p r o b l e m . A J 71 190—194 = AFCRL Phys. Sei. Res. Papers Nr. 265 = Sacramento Peak Obs. Contr. Nr. 99. — Die klassischen Formeln zur Berechnung der atmosphärischen Dispersion f ü r eine sphärische, symmetrische Atmosphäre (der Erde) werden unter Verwendung der atmosphärischen Parameter des Rocket Panel (vgl. Phys. Rev. (2) 88 1029, 1952) gelöst und unter Berücksichtigung der bis C 16 einer Wellenlängenabhängigkeit graphisch dargestellt. Die Koeffizienten für die praktische Verwendung von Tischrechenmaschinen geeigneten Dispersionsformel sind in einer Tabelle für verschiedene Seehöhen, Drucke und Temperaturen mitgeteilt. Gü-Li 7339. F. R. Stauffer, T. E. Walsh, T r a n s m i t t a n c e of w a t e r v a p o r — 14 t o 20 m i c r o n s . JOSA 56 4 0 1 ^ 0 5 . * * W. Wegner, T h e a t m o s p h e r i c e x t i n c t i o n i n p h o t o g r a p h i c a n d p h o t o v i s u a l r a n g e s a t t h e A s t r o n o m i c a l O b s e r v a t o r y in PiwniceT o r u r i . Vgl. Ref. 4186. 7340. M. B. Wells, K. Cunningham, I n f l u e n c e of a t m o s p h e r i c p a r a m e t e r s o n t h e t r a n s m i s s i o n of l i g h t e m i t t e d b y p o i n t m o n o c h r o m a t i c s o u r c e s . JOSA 56 1455—1456. — Ref. OSA. 7341. V.Winter, S t u d i u l c o r e l a t i i l o r r e g i m u l u i r a d i a t i v d i n a t m o s f e r a . Stud. Cere. Geol. Geofiz. Geogr. Geofiz. 4 287—295. — Ref. in Roman. Sci. Abstr. 4 490—191. 7342. R. Zander, M o i s t u r e c o n t a m i n a t i o n a t a l t i t u d e b y b a l l o o n a s s o c i a t e d e q u i p m e n t . J G R 71 3775—3778.

and

7343. W. Zdunkowski, D. Henderson, J. V. Hales, T h e e f f e c t of a t m o s p h e r i c h a z e o n i n f r a r e d r a d i a t i v e c o o l i n g r a t e s . J . Atmosph. Sci. 23 297—304. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2276. Sichtbeobachtungen, Astroklima 7344. A. K. Angstrom, A. J. Drummond, N o t e o n s o l a r r a d i a t i o n i n m o u n t a i n r e g i o n s a t h i g h a l t i t u d e . Tellus 18 801—805. 7345. I . J. Battan, T h e U n c l e a n S k y . New York, Doubleday & Co. Inc., 1966. 141 S. Preis $ 1.25. — B. in Sky Tel. 32 157. 7346. C. Blanco, M. G. Fracastoro, E. Orecchio, C o n d i z i o n i m e t e o r o l o g i c h e a S e r r a L a N a v e d a l M a r z o al D i c e m b r e 1965. Oss. Astrofis. Catania Pubbl. (NS) Nr. 94, 8 S. 7347. P. Brand, L.Solomon, S t a t i s t i c s o n c l o u d c o v e r o b s e r v i n g s i t e s . SAO Special Rep. Nr. 176 S. 1—2, 1965.

at

Baker-Nunn

7348. M. G. Fracastoro, R e l a z i o n e s u l l e m i s u r e d i q u a l i t à d e l l e i m m a g i n i ( s e e i n g ) e s e g u i t e a C a t a n i a . Oss. Astrofis. Catania Pubbl. (NS) Nr. 86,

66, 1966

73. Refraktion, Szintillation, Extinktion, Astroklima

393

8 S., 1965. — Die Beobachtungen sind angestellt worden, um einen geeigneten Platz für das geplante «Nationale Astrophysikalische Observatorium» zu finden. Loh. 7349. B.T.Hansen, S.F.Hansen, S. Price, A n e x a m p l e of m e t e o r o l o g i c a l c o n s i d e r a t i o n s i n s e l e c t i n g a n o b s e r v a t o r y s i t e i n H a w a i i . Publ ASP 78 14—29. 7350. H.Haupt, U n t e r s u c h u n g e n ü b e r d i e k l i m a t i s c h e E i g n u n g ö s t e r r e i c h i s c h e r G e b i e t e f ü r a s t r o n o m i s c h e B e o b a c h t u n g e n . Wetter und Leben 18 141—152 = Mitt. Univ.-Sternw. Wien 13 Nr. 5. — Ältere Untersuchungen in Österreich haben ergeben, daß astronomische Beobachtungen im Hochgebirge nicht günstig sind, weil die Zahl klarer Tage geringer und die Luftunruhe größer ist als in bestimmten niedrigeren Lagen. Bei der Suche nach günstigen Lagen bedient man sich zunächst des Archivmaterials der meteorologischen Zentralen. Es sei jedoch darauf hingewiesen, wie Klimatologen und Astronomen die Klimadaten verschiedenartig auswerten. Der Astronom kann durch Auszählen «klarer» Nächte (definiert durch Werte der 21 Uhr-Bewölkung von 0 bis 3 Zehnteln der Himmelsfläche) ein Maß für die astronomische Brauchbarkeit des Klimas erhalten, während die in der Klimatologie angewandte Mittelbildung hier nicht zum Ziele führt. Mit Hilfe dieser Methode 'und einer in Wien durchgeführten «Eichung» der Methode durch Vergleich mit der Zahl der tatsächlich für astronomische Beobachtungen genutzten Nächte wird für die J a h r e 1960—1963 gezeigt, daß die mittleren Höhenlagen bezüglich der Klarheit am günstigsten abschneiden. Bisher unveröffentlichtes Material über die Richtungsszintillation ( = «Seeing») wird graphisch dargestellt. Auch beim «Seeing» weisen die mittleren Höhenlagen die besten Verhältnisse auf. Verf. 7351. C. Hoffmeister, M e s s u n g e n z u r a t m o s p h ä r i s c h e n O p t i k i n S ü d a f r i k a . Veröff. Sternw. Sonneberg 6 157—244. — Ref. in Sterne 43 69. 7352. J.B.Irwin, V a r i a t i o n of s e e i n g w i t h z e n i t h d i s t a n c e . A J 71 28—29. — I n 6 Nächten zwischen 1965 Mai 25 und J u n i 13 wurde auf dem Cerro Morado (Chile) die Abhängigkeit der astronomischen Sicht von der Zenitdistanz mit einem Sichtmesser nach H . W. Babcock gemessen. Als Meßstern wurde Canopus benutzt. Die Sicht wurde charakterisiert durch den Ausdruck S = S 0 (sec z) n , wo S die mittlere Bildbewegung in a, ausgedrückt in Bogensekunden ist. Der Exponent n wurde zu 0.43 ± 0.04 gefunden, in Übereinstimmung mit dem theoretischen Wert 0.50. Gü-Li 7353. A. Kraskiewicz, 0 w a r u n k a c h o b s e r w a c j i a s t r o n o m i c z n y c h n a T u r b a c z u . Post^py Astr. 14 275—278. — Auf Grund von meteorologischen Angaben aus Morgen- und Abendbeobachtungen wurden die Beobachtungsbedingungen auf dem Turbacz-Berg in der Krakauer Wojewodschaft untersucht und die mittlere Bewölkung für 4 Ortschaften in Südostpolen berechnet. Die kleinste mittlere Bewölkung h a t die Umgebung von Zamosc. E. R . 7354. B. E. Loughhead, B. J. Bray, 101—115. 7355. A. B. Maller, M e t e o r o l o g i c a l ESO Bull. Nr. 1 S. 16—21.

Statistics

of

observations

solar

seeing.

on La Silla in

ZfA 63 1965.

7356. G. A. Pljugin, W. N. Frolow, T h e e x p e d i t i o n s o n t h e s t u d y of a s t r o c l i m a t e i n t h e r e g i o n of t h e h i g h - a l t i t u d e l a k e I s s y k - K u l . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 4 (180) S. 147—153 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berichten über die von Pulkowoer Astronomen 1960 zur Erforschung des Astroklimas in das Gebiet des Hochgebirgssees Issyk-Kul (Kirgisische SSR) unternommene Expedition und ihre Ergebnisse. Verf. (ü.)

394

VIII. Erde

66, 1966

7357. W. L. Reitmeyer, P r e l i m i n a r y s i t e s u r v e y f o r a n a s t r o n o m i c a l o b s e r v a t o r y . Contr. Obs. New Mexico State Univ. Las Cruces Special Ser. Nr. 1, 21 S. 7358. H. Siedentopf, C o m p a r i s o n b e t w e e n S o u t h A f r i c a a n d C h i l e . ESO Bull. Nr. 1 S. 11—15. 7359. P. Spatenka, D a s A b e n d w e t t e r ü b e r B e r l i n i n d e n J a h r e n 1965. VdS Nachr. 15 58. 7360. C. C. Wallén, G l o b a l s o l a r r a d i a t i o n s p i r a t i o n i n S w e d e n . Tellus 18 786—800.

and

potential

1964-

évapotran-

7361. E.K.Webb, C. E. Coulman, D a y t i m e s e e i n g a n d t h e r m a l i n t h e l o w e r a t m o s p h e r e . Nature 212 58—59.

structure

7362. A. T. Wilson, V a r i a t i o n i n s o l a r i n s o l a t i o n t o t h e s o u t h p o l a r r e g i o n as a t r i g g e r w h i c h i n d u c e s i n s t a b i l i t y in t h e A n t a r c t i c ice s h e e t . Nature 210 477—478. 7363. E. A. Winokurowa, L. M. (iindilis, A. A. Kapustkin, W. N. Koshuchow, M. W. Popow, A. F. Ossadtschij, 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 m G e b i e t der H o c h g e b i r g s e x p e d i t i o n des S t a a t l i c h e n A s t r o n o m i s c h e n Sternb e r g - I n s t i t u t s . Publ. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau 34 20—35 (russ. mit engl. Ref.). — Das Programm der Hochgebirgsexpedition des Sternberg-Inst. zur Erforschung des Astroklimas enthält folgende P u n k t e : 1) Untersuchung der meteorologischen Verhältnisse; 2) Erforschung der Abbildungsgüte und Bestimmung der Parameter der atmosphärischen Turbulenz aus der Form der Beugungsscheibchen der Sterne; 3) Bestimmung der Größe des atmosphärischen Zitterns aus Photographien von Sternspuren; 4) Bestimmung der spektralen Durchsicht der Erdatmosphäre; 5) Messung der solaren Aureolen. Die Ergebnisse werden tabellarisch und graphisch dargestellt. Verf. (ü.) 7364. A d o c u m e n t c o n c e r n i n g t h e a s t r o n o m i c a l c o m p a r i s o n S o u t h A f r i c a a n d C h i l e . ESO Bull. Nr. 1 S. 9—10.

between

A J B 64 Ref. 7344 = Mt. Stromlo Obs. Repr. Nr. 118. A J B 65 Ref. 7303 = Astr. Inst. Techn. Univ. Praha Pubi. c. 27.

§ 74 Strahlung des Tages- und Nachthimmels 7401. B.H.Andrew, T h e s p e c t r u m of l o w r a d i o f r e q u e n c y r a d i a t i o n . MN 132 79—86.

background

7402. A. Angstrom, B. Rohde, P y r h e l i o m e t r i c m e a s u r e m e n t s w i t h s p e c i a l r e g a r d t o t h e c i r c u m s o l a r s k y r a d i a t i o n . Tellus 18 25—33. 7403. D. L. Astawin-Rasumin, A. M. Bacharew, Ü b e r d a s L e u c h t e n des N a c h t h i m m e l s i n K u t s c h i n o u n d G i s s a r . Geom. Aer. 6 1110 (russ.). 7404. C. A. Barth, N i t r i c o x i d e i n t h e u p p e r a t m o s p h e r e . Ann. Geophys. 22 198—207. 7405. C. A. Barth, R o c k e t m e a s u r e m e n t of n i t r i c o x i d e i n t h e a t m o s p h e r e . Planet. Space Sei. 14 623—630.

upper

66, 1966

74. Strahlung des Tages- und Nachthimmels

395

7406. P. A. Basliulin, A. W. Kartaschew, M.N.Markow, U n t e r s u c h u n g d e r Winkel- u n d S p e k t r a l v e r t e i l u n g der E r d r ü c k s t r a h l u n g im I n f r a r o t e n d u r c h d e n k ü n s t l i c h e n E r d s a t e l l i t e n K o s m o s 45. Kosm. Forsch. 4 601—618 (russ.). 7407. W. Beilew, S. Silverman, G e n e r a l b e h a v i o r of 6 3 0 0 A [ O l ] a t S a c r a m e n t o P e a k , N e w M e x i c o . Planet. Space Sei. 14 407—416. 7408. H. H. Blau jr., R. F. Espinola, E. C. Reifenstein III, N e a r i n f r a r e d s c a t t e r i n g b y s u n l i t t e r r e s t r i a l c l o u d s . Applied Optics 5 555—564. 7409. A. R. Boileau, J. I. Gordon, A t m o s p h e r i c p r o p e r t i e s a n d r e f l e c t a n c e s of o c e a n w a t e r a n d o t h e r s u r f a c e s f o r a l o w S u n . Applied Optics 5 803—813. 7410. C. M. Botley, A b n o r m e D ä m m e r u n g

1 9 6 3 / 6 4 . Sterne 42 76.

7411. A. L. Broadfoot, D. M. Hunten, N 2 + e m i s s i o n i n t h e t w i l i g h t . Planet. Space Sei. 14 1303—1319 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 183. 7412. H. C. Bryant, A. J. Cox, M i e t h e o r y a n d t h e g l o r y . JOSA 56 1529— 1532. 7413. J. Dachs, S c h w a n k u n g e n d e r H e l l i g k e i t d e s N a c h t h i m m e l s u n d d i e R e i c h w e i t e p h o t o m e t r i s c h e r B e o b a c h t u n g e n . Mitt. AG Nr. 21 S. 115—116. — Ref. AG. 7414. A. Dalgarno, M. B. McElroy, T w i l i g h t e f f e c t s of s o l a r i o n i z i n g r a d i a t i o n . Planet. Space Sei. 14 1321—1329 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 200. 7415. B. S. Dandekar, M e a s u r e m e n t s of t h e a i r g l o w c o n t i n u u m w i t h a b i r e f r i n g e n t f i l t e r p h o t o m e t e r . Applied Optics 5 835—838. 7416. J. Y. Dave, P. M. Furukawa, I n t e n s i t y a n d p o l a r i z a t i o n of t h e radiation emerging from an optically thick Rayleigh atmosphere. JOSA 56 394—400. 7417. V. Degen, R. W. Nieholls, I n t e n s i t y m e a s u r e m e n t s i n t h e l a b o r a t o r y o n t h e 0 2 H e r z b e r g I (A 3 27u+ — X 3 Es~) b a n d s y s t e m i n a n o x y g e n - a r g o n a f t e r g l o w . J G R 71 3781—3782. 7418. G. Dietze, G e z e i t e n e i n f l u ß d e s M o n d e s a u f d e n T a g e s - u n d M o n a t s g a n g d e r H i m m e l s l i c h t - P o l a r i s a t i o n . J A T P 28 259—262. — Die Maximalpolarisation des Tageshimmels zeigt eine Doppelwelle im Monat. Eine Doppelwelle im Tagesgang ist deutlich schwächer. Es wird gefunden, daß die Halbmonatswelle reell und die Halbtageswelle fiktiv ist. Daraus kann man schließen, daß diese polarisationsoptischen Gezeitenschwankungen in einem System stattfinden, das entweder träge ist oder sich außerhalb der Erdatmosphäre befindet. Die Luftdichte kommt also nicht in Betracht, sondern die Konzentration von Staub in der Hochatmosphäre oder im erdnahen interplanetaren R a u m . Verf. 7419. R. Dogniaux, P r o p o s i t i o n d e n o r m a l i s a t i o n d e s s o u r c e s d ' é c l a i r e m e n t n a t u r e l p o u r la d é t e r m i n a t i o n des c a r a c t é r i s t i q u e s p h o t o m é t r i q u e s d e s m a t é r i a u x t r a n s p a r e n t s e t t r a n s l u c i d e s . Ciel et Terre 82 35—50. 7420. T.M.Donahue, T h e p r o b l e m 22 175—188.

of a t o m i c

h y d r o g e n . Ann. Géophys.

396

V I I I . Erde

66, 1966

7421. M. Dufay, J. Desesquelles, M. Druetta, M. Eideisberg, E t u d e d e l ' e x c i t a t i o n d e l ' a z o t e e t d e l ' o x y g è n e p a r c h o c s p r o t o n i q u e s . Ann. Géophys. 22 614—627. 7422. R. Dumont, F. Sánchez Martinez, P o l a r i s a t i o n d u c i e l n o c t u r n e e t p o l a r i s a t i o n d e l a l u m i è r e z o d i a c a l e v e r s 5 0 0 0 A, s u r l ' e n s e m b l e d e l a s p h è r e c é l e s t e . Ann d'Astrophys 29 113—118. — An 174 über den ganzen Himmel verteilten Punkten wurde der Polarisationsgrad gemessen und daraus der auf das Zodiakallicht entfallende Anteil berechnet. Bei 60° Sonnendistanz ist der Betrag etwa 0.17 und fällt stetig ab auf 0.00 bei etwa 150°. I n kleineren Elongationen als 60° wurde nicht gemessen. Der Polarisationsgrad hängt nur von der Sonnendistanz ab. C. H . 7423. L. Dunkelman, L e v e l s of n o c t u r n a l — Ref. OSA.

i l l u m i n a t i o n . JOSA 56 1455.

7424. R. H. Eather, B. P. Sandford, T h e z o n e of h y d r o g e n e m i s s i o n i n t h e n i g h t s k y . Australian J . Phys. 19 25—33. 7425. R. Eiden, T h e e l l i p t i c a l p o l a r i z a t i o n of l i g h t s c a t t e r e d v o l u m e of a t m o s p h e r i c a i r . Applied Optics ft 569—576. 7426. 1 . Elterman, A e r o s o l m e a s u r e m e n t s s t r a t o s p h e r e . Applied Optics 5 1769—1775.

in

the

by

troposphere

a

and

7427. W. G. Fessenkow, On t h e p o l a r i z a t i o n m e t h o d of i n v e s t i g a t i o n of t w i l i g h t p h e n o m e n a . A J UdSSR 43 198—203 (russ. mit engl. Ref.). 7428. L. M. Fischkowa, B e o b a c h t u n g e n d e r i n f r a r o t e n O H - B a n d e n i m L e u c h t e n des N a c h t h i m m e l s mit Hilfe eines R e g i s t r i e r e l e k t r o p h o t o m e t e r s . Bull. Astrophys. Obs. Abastumani Nr. 34 S. 47—53 (russ. mit georg. und engl. Ref.). 7429. 1. M. Fischkowa, Ü b e r d i e I n t e n s i t ä t s v e r t e i l u n g i n d e r ( 7 — 2 ) B a n d e d e s O H i m S p e k t r u m d e s N a c h t h i m m e l s . Bull. Astrophys. Obs. Abastumani Nr. 34 S. 55—62 (russ. mit georg. und engl. Ref.). * * M. Fracassini, L. E. Pasinetti, Il c o n t r i b u t o z o d i a c a l e e d a l l ' a i r g l o w . Vgl. Ref. 9516.

cometario

alla

luce

7430. M. Gadsden, T.M.Donahue, J. E. Blamont, O n t h e m e a s u r e m e n t of s o d i u m d a y g l o w e m i s s i o n b y m e a n s of a Z e e m a n p h o t o m e t e r . J G R 71 5047—5057. 7431. D. M. Gates, S p e c t r a l d i s t r i b u t i o n E a r t h ' s s u r f a c e . Science 151 523—529.

of

solar

radiation

at

the

7432. R. I . Gattinger, A. V. Jones, T h e 1Ag — 3¿Tg — O 2 b a n d s i n t h e l i g h t a n d d a y a i r g l o w . Planet. Space Sci. 14 1—14.

twi-

7433. J. I. Gordon, P. V. Church, S k y l u m i n a n c e s a n d t h e d i r e c t i o n a l l u m i n o u s r e f l e c t a n c e s of o b j e c t s a n d b a c k g r o u n d s f o r a m o d e r a t e l y h i g h S u n . Applied Optics 5 793—801. — Mit einem Telephotometer mit einem Öffnungswinkel von 5° wurde während eines Fluges an einem klaren Tag die Himmelshelligkeit gemessen. Henn 7434. J. I. Gordon, P. V. Church, O v e r c a s t s k y l u m i n a n c e s a n d t i o n a l l u m i n o u s r e f l e c t a n c e s of o b j e c t s a n d b a c k g r o u n d s o v e r c a s t s k i e s . Applied Optics 5 919—924.

direcunder

66, 1966

74. Strahlung des Tages- und Nachthimmels

7435. J. A. Greenspan, S y n o p t i c d e s c r i p t i o n of t h e n e a r 78° w e s t l o n g i t u d e . J A T P 28 739—745.

6300 A

397 nightglow

7436. I. S. Gulledge, D. M. Packer, H i g h - a l t i t u d e p r o f i l e s of t h e 0 1 5 5 7 7 A and 6300 A n i g h t airglow layers derived f r o m r o c k e t p h o t o m e t r y . A J 71 163. — Ref. AAS. 7437. F. F. Hall jr., A p r e l i m i n a r y r e p o r t o n a b s o l u t e s k y r a d i a n c e m e a s u r e m e n t s i n t h e 1 . 5 — 3 . 2 p r e g i o n . A J 71 386. — Ref. AAS. 7438. M. Harwit, D. P. McNutt, K. Shivanandan, B. J. Zajac, Preliminary r e s u l t s of t h e f i r s t i n f r a r e d a s t r o n o m i c a l r o c k e t f l i g h t . A J 71 164. — Ref. AAS. 7439. P. B. Hays, J. C. G. Walker, D o p p l e r p r o f i l e s of t h e 5 5 7 7 A a i r g l o w . Planet. Space Sei. 14 1331—1337. 7440. 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 . I I . E r g e b n i s s e n u m e r i s c h e r A u s w e r t u n g . Beiträge Phys. Atmosphäre 39 12—36. — Mit den im 1. Teil (vgl. A J B 65 Ref. 7446) gegebenen Formeln werden zunächst die Strahlungsintensitäten, die die trübe Atmosphäre nach einmaliger Streuung nach außen verlassen, in graphischen Darstellungen in Abhängigkeit von Nadir- und Azimutwinkel berechnet. Es wurden drei Trübungsfaktoren T = 1, 2, 6, zwei Wellenlängen A = 0.45 ¡u und A = 0.85 fi, die beiden Erdbodenalbeden A = 0 und A = 0.8 und zwei Sonnenabstände Z 0 = 37° und Z 0 = 78° ausgewählt. Gleiche Darstellungen nach Werten, die unter Einschluß der Mehrfachstreuung für die Rayleigh-Atmosphäre von Coulson, Dave und Sekera gewonnen wurden, dienen dem Vergleich. Verf. (gek.) 7441. G.Henderson, P. N. Slater, I n t e r p r e t a t i o n of d a y g l o w d a t a o b t a i n e d b y F a b r y - P e r o t i n t e r f e r o m e t r y . Planet. Space Sei. 14 1035—1037. 7442. J. P. Hennes, L. Dunkelman, 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 n i g h t g l o w f r o m r o c k e t s . J G R 71 755—762. 7443. J . P. Hennes, M e a s u r e m e n t t r u m . J G R 71 763—770.

of t h e

ultraviolet

nightglow

7444. H. Henseler, B e m e r k u n g e n z u m e r n e u t e n A u f t r i t t s p h ä r i s c h e n S t a u b w o l k e n . VdS Nachr. 15 2—4.

von

specatmo-

7445. M. Huruhata, T. Nakamura, H. Tanabe, R o c k e t observations of e m i t t i n g h e i g h t of 6 3 0 0 A o x y g e n l i n e i n n i g h t a i r g l o w . Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 20 223—227 = Tokyo Astr. Obs. Repr. Nr. 292. 7446. I. Ibragimow, P h o t o e l e k t r i s c h e B e o b a c h t u n g e n d e r D ä m m e r u n g in D u s c h a n b e . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 46 S. 29—35 (russ. mit engl. Ref.). 7447. A. H. Jarrett, M. J . Hoey, O b s e r v a t i o n s g l o w e m i s s i o n . J A T P 28 175—183. 7448. A . V . J o n e s , A b u n d a n c e Ann. Geophys. 22 189—197. 7449. J. S. Eim, E n h a n c e m e n t V. H . F. c o s m i c r a d i o n o i s e 212 1341—1342.

of m e t a l l i c

of t h e atoms

6300 A Ol in t h e

night-

atmosphere.

f a c t o r a n d t r u e a b s o r p t i o n of t h e a s s o c i a t e d w i t h s o l a r f l a r e s . Nature

7450. G. L. Knestrick, J. A. Curcio, S p e c t r a l r a d i a n c e of t h e h o r i z o n s k v . JOSA 56 1455. — Ref. OSA.

V I I I . Erde

398

66, 1966

7451. A. 0 . Kowal, W.T.Koppe, i. M. Fogel, E m i s s i o n s p e c t r a of C O , C 0 2 a n d N O , e x c i t e d b y e l e c t r o n s w i t h e n e r g i e s of 13 k e V . A J UdSSR 43 209—219 (russ. mit engl. Ref.). — Aus den Emissionsspektren verdünnter Gase des CO, C 0 2 und NO, die durch Elektronen mit Energien von 13 keV angeregt wurden, haben Verf. die relativen Intensitäten aller Emissionen abgeleitet. Die erhaltenen CO- und C0 2 -Spektren werden mit den Spektren dieser Gase verglichen, die durch Protonen mit Energien von 37 keV angeregt wurden, sowie mit dem Spektrum des Nachthimmelleuchtens auf der Venus. Verf. (ü.) 7452. W. A. Krasnopolskij, A. P. Kusnezow, A. I. Lebedinskij, D a s ultraviolette Spektrum der Erde aus Messungen mit dem Satelliten « K o s m o s 65». Geom. Aer. 6 185—189 (russ.). — Die Messungen der von der Atmosphäre reflektierten Strahlung wurden in einem Bereich von 2250 bis 3070 A bei einer Auflösung von 15 A durchgeführt. Verf. (ü., gek.) 7453. W. A. Krasnopolskij, D a s u l t r a v i o l e t t e S p e k t r u m d e r v o n d e r E r d a t m o s p h ä r e reflektierten S t r a h l u n g und seine Verwendung zur B e s t i m m u n g des G e s a m t g e h a l t s und der v e r t i k a l e n Verteilung d e s a t m o s p h ä r i s c h e n O z o n s . Geom. Aer. 6 298—306 (russ.). — Zur Berechnung der durch die Atmosphäre reflektierten Sonnenstrahlung wurde ein zweischichtiges Modell der Atmosphäre verwandt. Die Berechnung zeigt, daß das Spektrum der Atmosphäre im Bereich von 0.31 bis 0.33 fi hauptsächlich durch troposphärische Prozesse der Streuung und Reflexion an den Wolken bestimmt wird und vom Gesamtgehalt des Ozons abhängt. I m Bereich A < 0.3 ¡i wird die gesamte Strahlung durch Streuung und Ozonabsorption in der Stratosphäre bestimmt. Verf. (ü., gek.) 7454. W. I. Krassowskij, N. N. Schefow, 0 . L. Waisberg, A t o m i c a n d h e l i u m i n t h e a i r g l o w . Ann. Geophys. 22 208—216.

hydrogen

7455. P. M. Kuhn, D.R.Johnson, I m p r o v e d radiometersonde observ a t i o n s of a t m o s p h e r i c i n f r a r e d i r r a d i a n c e . J G R 71 367—373. 7456. Kyo Yano, N 2 + i o n s i n t h e n o c t u r n a l u p p e r m i d d l e l a t i t u d e s . Planet. Space Sei. 14 709—715.

atmosphere

at

7457. W.B.Lenoir, O b s e r v a t i o n s of m i c r o w a v e e m i s s i o n f r o m a t m o s p h e r i c o x y g e n . MIT Res. Lab. Electronics Quarterly Progr. Rep. Nr. 82 S. 36—41. R . O. 7458. R. Lincoln, 18 Okt. S. 3—5.

How

b r i g h t is t w i l i g h t ?

J . Astr. Soc. West. Australia

7459. J. N. Lipskij, J. P. Pskowskij, L. N. Bondarenko, S p e k t r a l p o l a r i m e t r i sche U n t e r s u c h u n g des Tages- u n d D ä m m e r u n g s h i m m e l s . Publ. Staatl. Astr. Sternberg-Inst. Moskau 34 111—180 (russ. mit engl. Ref.). — Die von 1958 bis 1961 an den Sternwarten Abastumani und auf der Krim erhaltenen Beobachtungsergebnisse der spektralen Polarisation des Tages- und Nachthimmels werden vorgelegt. Verf. beschreiben die Beobachtungsmethode und die Korrelationen der Polarisationseigenschaften mit der Lage der Streuungspunkte und mit der Zenitdistanz der Sonne (oder Sonnendepression). Verf. (ü.) 7460. P. M. Livingston, M u l t i p l e s c a t t e r i n g a t m o s p h e r e . JOSA 56 1660—1667.

of

light

in

a

turbulent

7461. A. W. Liwenzow, M. N. Markow, J. I. Merson, M. R. Schamilew, U n t e r suchung der Winkelverteilung der thermischen E r d r ü c k s t r a h l u n g a n l ä ß l i c h d e s A u f s t i e g s e i n e r H ö h e n r a k e t e a m 27. A u g u s t 1958. Kosm. Forsch. 4 592—600 (russ.).

66, 1966

74. Strahlung des Tages- und Nachthimmels

399

7462. T. P. Markham, B. E. Anetil, A i r b o r n e n i g h t a i r g l o w m e a s u r e m e n t s in t h e s o u t h a t l a n t i c m a g n e t i c a n o m a l y . JGR 71 997—999. 7463. T. G. Megrelischwili, T. I. Toroschelidse, I. A. Chwostikow, Räumliche u n d z e i t l i c h e I n t e n s i t ä t s v a r i a t i o n e n im L e u c h t e n des D ä m m e rungshimmels. Bull. Astrophys. Obs. Abastumani Nr. 34 S. 63—94 (russ. mit georg. und engl. Ref.). 7464. T. G. Megrelischwili, T. I. Toroschelidse, I. A. Chwostikow, U n t e r s u c h u n g d e r ( 7 - 2 ) - H y d r o x y l b a n d e im S p e k t r u m d e s D ä m m e r u n g s h i m m e l s . Bull. Astrophys. Obs. Abastumani Nr. 34 S. 95—100 (russ. mit georg. und engl. Ref.). 7465. W. M. Morosow, Ü b e r e i n i g e B e s o n d e r h e i t e n der Einfachs t r e u u n g des L i c h t e s in der D ä m m e r u n g . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR Phys. Atmosphäre Ozean 2 835—843 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 2.51.216: Aus theoretischen Untersuchungen der Intensitätsverteilung und der spektralen Zusammensetzung des Dämmerungslichtes in der Ebene des Sonnenmeridians bei verschiedenen Sonnendepressionen werden einige Besonderheiten des Dämmerungslichtes hervorgehoben. Gü-Li 7466. G. A. Nasyrow, Die D i m e n s i o n e n der I n h o m o g e n i t ä t e n der g r ü n e n L i n i e des a t o m a r e n S a u e r s t o f f s im L e u c h t e n d e s N a c h t h i m m e l s . Geom. Aer. 6 788—789 (russ.). 7467. E.P.Ney, N i g h t - s k y p h e n o m e n a p h o t o g r a p h e d f r o m G e m i n i 9. Sky Tel. 32 276—277. 7468. Nguyen-Huu-Doan, O b s e r v a t i o n s de l ' é m i s s i o n du calcium i o n i s é au c r é p u s c u l e . Ann. Géophys. 22 599—608 = Publ. Obs. Haute Provence 9 Nr. 3. 7469. W. E. Pawlow, On one r e g u l a r i t y in a t m o s p h e r i c t e r i n g . AJ UdSSR 43 889—890 (russ. mit engl. Ref.).

light

scat-

7470. V. L. Peterson, T. E. van Zandt, R. B. Norton, P - r e g i o n n i g h t g l o w e m i s s i o n s of a t o m i c o x y g e n . 1. T h e o r y . JGR 71 2255—2265. 7471. V. L. Peterson, W. R. Steiger, P - r e g i o n n i g h t g l o w e m i s s i o n s of a t o m i c o x y g e n . 2. A n a l y s i s of 6300 A a n d e l e c t r o n d e n s i t y d a t a . JGR 71 2267—2277. 7472. E. W. Pjaskowskaja-Fessenkowa, Die a t m o s p h ä r i s c h e P o l a r i s a t i o n des L i c h t s bei t r o c k e n e m u n d f e u c h t e m Aerosol. Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 7 79—84 (russ. mit engl. Ref.). 7473. A. B. Prag, F. A. Morse, R. J. McNeal, N i g h t g l o w e x c i t a t i o n a n d m a i n t e n a n c e of t h e n i g h t t i m e i o n o s p h e r e b y l o w - e n e r g y p r o t o n s . JGR 71 3141—3154. 7474. W. K. Pyldmaa, G. W. Rosenberg, E i n i g e E r g e b n i s s e v o n D ä m m e r u n g s m e s s u n g e n u n d die M ö g l i c h k e i t e n i h r e r U n t e r s u c h u n g . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR Phys. Atmosphäre Ozean 2 820—834 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 2.51.215: Die Arbeit befaßt sich mit der Bestimmung des Streukoeffizienten innerhalb der Mesosphäre in verschiedenen Höhen und bei verschiedenen Wellenlängen aus photometrischen Beobachtungen. Verf. (ü., gek.) 7475. G. W. Bosenberg, T w i l i g h t : A S t u d y in A t m o s p h e r i c O p t i c s . Ü. aus dem Russischen von R. B. R o d m a n . New York, Plenum Press, 1966.

400

66, 1966

V I I I . Erde

368 S. Preis $ 20.00. — B. in Nature 212 1299—1300, Phys. Abstr. 70 659, Science 154 1160. 7476. B. Saito, T. Takahasi, L a r g e a m p l i t u d e v a r i a t i o n s of t h e i n t e n s i t y of o x y g e n 5 5 7 7 A e m i s s i o n i n t h e n i g h t a i r g l o w a n d t h e s t r u c t u r e of l o w e r t h e r m o s p h e r e . Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 20 439—447. — Ref. in Phys. Abstr. 70 1425. 7477. V. D. P. Sastri, S. R. Das, S p e c t r a l d i s t r i b u t i o n a n d c o l o r of n o r t h s k y a t D e l h i . JOSA 56 829—830. 7478. F. I. Shimabukuro, P r o p a g a t i o n t h r o u g h t h e a t m o s p h e r e a t a w a v e l e n g t h of 3 . 3 m m . I E E E Trans. Antennas Propagation AP-14 228—235. R . O. 7479. S. M. Silverman, W. Bellew, M a g n e t i c s t o r m e n h a n c e m e n t of t h e 5 5 7 7 A [OI] a i r g l o w e m i s s i o n i n t e n s i t y . Ann. Géophys. 22 457—458. — Ref. in Phys. Abstr. 70 403. 7480. D. H. Staelin, M e a s u r e m e n t s a n d i n t e r p r e t a t i o n of t h e m i c r o w a v e s p e c t r u m of t h e t e r r e s t r i a l a t m o s p h e r e n e a r 1 - c e n t i m e t e r w a v e l e n g t h . J G R 71 2875—2881. 7481. W. R. Steiger, W.E.Brown, F. E. Roach, T h e a l i g n m e n t a i r g l o w i s o p h o t e s i n t h e t r o p i c s . J G R 71 2846—2849. 7482. C. G. Stergis, R a y l e i g h J A T P 28 273—284.

scattering

in

the

upper

of

6300 A

atmosphere.

7483. T. M. Tarassowa, D a s N a c h t l e u c h t e n d e r A t m o s p h ä r e i m B e r e i c h v o n A 6 3 0 0 A. Kosm. Forsch. 4 242—248 (russ.). — Verf. teilt im Sept. 1960 mit einem Raketenphotometer erhaltene Daten mit. Das Photometer arbeitete im Höhenbereich 64—200 km. E s wird gezeigt, daß die Vorstellung von der Lokalisierung des Leuchtens der roten Linie des atomaren Sauerstoffs in 300 km Höhe die erhaltenen experimentellen Werte nicht erklärt, wenn man von der gegenwärtig angenommenen Vorstellung über die Strahlung im kontinuierlichen Spektrum des Nachthimmels ausgeht. Verf. (ü., gek.) 7484. J. Taubenheim, U. Hense, W. Lippert, T h e c o n t r i b u t i o n of the i o n o s p h e r i c E r e g i o n t o c o s m i c n o i s e a b s o r p t i o n . Ann. Géophys. 22 320—322. e x c i t a t i o n of a t o m i c oxygen 7485. T. Tohmatsu, P h o t o e l e c t r o n i c 1300 A t r i p l e t e m i s s i o n in t h e d a y airglow. II. T h e line i n t e n s i t y r a t i o . Rep. Ionosph. Space Res. J a p a n 19 509—514, 1965. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2883. 7486. T. I. Toroschelidse, L. M. Fischkowa, Ü b e r d i e V e r w e n d u n g von K a s k a d e n - B i l d w a n d l e r n zur E r f o r s c h u n g des i n f r a r o t e n L e u c h t e n s d e r H o c h a t m o s p h ä r e . Bull. Astrophys. Obs. Abastumani Nr. 34 S. 101—107 (russ.). 7487. L.Wallace, M. B. McElroy, T h e v i s u a l d a y g l o w . 14 677—708 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 171.

Planet. Space Sei.

7488. P. Warneck, J . 0 . Sullivan, O n t h e q u e n c h i n g of t h e 6 3 0 0 A a i r g l o w . Planet. Space Sei. 14 1225—1227. 7489. G.Weill, Q u e l q u e s o b s e r v a t i o n s d e l ' é m i s s i o n crépusculaire d e s r a i e s H e t K d u c a l c i u m i o n i s é . Ann. Géophys. 22 266—271 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 306.

«6, 1966

401

75. Ionosphäre

7490. R.A.Williams, W. S. C. Chang, O b s e r v a t i o n f r o m 50 /J, t o 1 m m . Proc I E E E 54 4 6 2 ^ 7 0 .

of

solar

radiation

7491. G. T. Winch, M. C. Boshoff, C. J . Kok, A. G. du Toit, S p e c t r o r a d i o m e t r i c a n d c o l o r i m e t r i c c h a r a c t e r i s t i c s of d a y l i g h t i n t h e southern h e m i s p h e r e : P r e t o r i a , S o u t h A f r i c a . JOSA 56 456—464. — I n Pretoria wurde von März 1964 bis April 1965 mit der beschriebenen Apparatur regelmäßig die spektrale Zusammensetzung des Taghimmellichts gemessen (Globalstrahlung, Himmelshelligkeit ohne Sonne, Himmelshelligkeit des Südhimmels). Die Ergebnisse der Beobachtungen werden mitgeteilt und mit Beobachtungen an anderen Orten, insbesondere auch auf der Nordhalbkugel, verglichen. Henn 7492. M. M. Wolff, A n e w a t t a c k o n h e i g h t m e a s u r e m e n t of t h e n i g h t g l o w b y g r o u n d t r i a n g u l a t i o n . J G R 71 2743—2748. — Die mittlere Höhe des 5577 A-Leuchtens beträgt 97 ± 3 km. Loh. 7493. R. D. Wolstencroft, J . C . B r a n d t , L . J . R o s e , A n o m a l o u s brightness of t h e p o s t - t w i l i g h t e v e n i n g s k y in t h e n e a r i n f r a - r e d . Planet. Space Sei. 14 4 4 5 ^ 4 7 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 132. 7494. G. Yamamoto, M. Tanaka, K. Kamitani, R a d i a t i v e t r a n s f e r i n w a t e r c l o u d s i n t h e 1 0 - m i c r o n w i n d o w r e g i o n . J . Atmosph. Sei. 23 305—313. — Ref. in Phys. Abstr. 69 2276. 7495. R . A . Y o u n g , G.Black, E x c i t a t i o n of t h e a u r o r a l t h e E a r t h ' s n i g h t g l o w . Planet. Space Sei. 14 113—116. 7496. R. A. Young, T h e a i r g l o w .

green

line

in

Sei. American 214 Nr. 3 S. 103—108, 110.

7497. E. C. Zipf jr., R o c k e t m e a s u r e m e n t s of t h e v i s i b l e d a y g l o w . J . Geomagn. Geoelectr. 18 301—331. — Ref. in Phys. Abstr. 70 659. A J B 65 Ref. 7405 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 280 = Puhl. Obs. H a u t e Provence 8 Nr. 26/1. A J B 65 Ref. 7406 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 281 = Publ. Obs. Haute Provence 8 Nr. 26/11. A J B 65 Ref. 7407 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 288. A J B 65 Ref. 7424 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 114. A J B 65 Ref. 7459. — W. B. in Ann. Geophys. 22 129, Applied Optics 5 685—686, JOSA 56 709—710, Tellus 18 148.

§ 75

Ionosphäre 7501. G . W . A d a m s , A. J . Masley, T h e o r e t i c a l s t u d y of c o s m i c n o i s e a b s o r p t i o n d u e t o s o l a r c o s m i c r a d i a t i o n . Planet. Space Sei. 14 277 —290. 7502. J . L. Alpert, Ü b e r d i e ä u ß e r e I o n o s p h ä r e u n d i h r e n Ü b e r g a n g i n d a s i n t e r p l a n e t a r e M e d i u m . Fortschritte Phys. Wiss. 90 405—433 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1967 8.62.273. 7503. J . L. Alpert, W. M. Sinelnikow, On t h e a l t i t u d e - t i m e d i s t r i b u t i o n of t h e e l e c t r o n c o n c e n t r a t i o n a n d o n i n h o m o g e n e i t i e s i n t h e o u t e r i o n o s p h e r e . Planet. Space Sei. 14 313—333. Astronom. Jahresbericht 1966

26

402

VIII. Erde

66, 1966

7504. D. M. Baker, K. Davies, S o l a r f l a r e e f f e c t s t i m e of t h e i o n o s p h e r e . J G R 71 2840—2842.

and

the

relaxation

7505. D. M. Baker, K. Davies, L.Grimes, O b s e r v a t i o n s of s u d d e n i o n o s p h e r i c f r e q u e n c y d e v i a t i o n s a t w i d e l y s e p a r a t e d p l a c e s . Nature 21» 253—255. 7506. W. W. Belikowitsch, E. A. Benedikte»w, A. W. Tolmatschewa, Ü b e r e i n e mögliche D e u t u n g der F r e q u e n z a b h ä n g i g k e i t der a n o m a l e n Abs o r p t i o n d e r k o s m i s c h e n R a d i o s t r a h l u n g . Geom. Aer. 6 600—602 (russ.). 7507. W. W. Belikowitsch, E. A. Benediktow, D i e Frequenzabhängigkeit der z u s ä t z l i c h e n A b s o r p t i o n der k o s m i s c h e n R a d i o s t r a h l u n g im V e r l a u f p l ö t z l i c h e r i o n o s p h ä r i s c h e r S t ö r u n g e n . Geom. Aer. 6 940— 942 (russ.). 7508. A. A. Bolschoj, Ü b e r e i n i g e G e s e t z m ä ß i g k e i t e n b e i d e r B i l d u n g von ionosphärischen Inhomogenitäten und über ihren Zusammenhang mit dem Einfall von Partikeln aus dem kosmischen Raum. Kosm. Forsch. 4 568—573 (russ.). — Die Arbeit betrifft den Schwund des Radioempfangs von künstlichen Erdsatelliten, hervorgerufen durch ionosphärische Störungen, die durch Partikeleinfall erklärt werden. Gü-Li 7509. M. Bossolaseo, A. Elena, U n e l ' i o n o s p h è r e . CR (B) 263 95—97.

variation

presque

biennale

dans

7510. B. E. Bourdeau, A. C. Aikin, J. L. Donley, L o w e r i o n o s p h e r e a t s o l a r m i n i m u m . J G R 71 727—740, mit einer Diskussion von I. G. P o p p o f f , R . C. W h i t t e n in J G R 72 4 3 8 - 4 4 3 . 7511. J. M. Bullen, E n h a n c e d a c t i v i t y i n t h e i o n o s p h e r e E - r e g i o n a t C a p e H a l l e t t a n d C a m p b e l l I s l a n d . J A T P 28 879—889. 7512. 0 . M. Burkard, S e m i - d i u r n a l l u n a r o v e r P u e r t o R i c o . J A T P 28 689—693.

tides

in

the

ionosphere

7513. H. C. Carlson, W.E.Gordon, R a d a r s p e c t r o g r a p h i c e s t i m a t e s of ionic c o m p o s i t i o n f r o m 225 t o 1400 k i l o m e t e r s for solar m i n i m u m w i n t e r a n d s u m m e r c o n d i t i o n s . J G R 71 5573—5578. 7514. Y. Chu, E. L. Vogan, P.A.Forsyth, R e m o t e m e a s u r e m e n t of i o n o s p h e r i c a b s o r p t i o n u s i n g m e t e o r s i g n a l s . Canadian J . Phys. 44 2173 —2179. 7515. Y. Corcutt, P. Coreuff, M. Tixier, E v o l u t i o n d e l ' o c c u r r e n c e d e s sifflements radioélectriques e n t r e m a x i m u m et m i n i m u m d'act i v i t é s o l a i r e . CR (B) 263 5 8 4 ^ 5 8 7 . 7516. L. Cuchet, L a t h é o r i e d e l a f o r m a t i o n d e l a c o u c h e E - s p o r a d i q u e d i u r n e d a n s l e s r é g i o n s d e l a t i t u d e m o y e n n e . CR (B) 262 1582—1585. 7517. G. J. Daniel], T h e e f f e c t of t h e c u r v a t u r e of t h e E a r t h o n r a d i o a s t r o n o m i c a l o b s e r v a t i o n s f r o m s a t e l l i t e s . J A T P 28 1—8. 7518. K. Davies, I o n o s p h e r i c R a d i o P r o p a g a t i o n . New York, Dover Publications, 1966. 470 S. Preis $ 2.25. — B. in Phys. Today 20 Nr. 9 S. 95, 97. 7519. K. Davies, R. F. Donnelly, A n i o n o s p h e r i c p h e n o m e n o n w i t h e x p l o s i v e s o l a r f l a r e s . J G R 71 2843—2845.

associated

«6, 1966

75. Ionosphäre

403

7520. D. G. Deeks, D - r e g i o n e l e c t r o n d i s t r i b u t i o n s i n m i d d l e l a t i t u d e s d e d u c e d f r o m t h e r e f l e x i o n of l o n g r a d i o w a v e s . Proc. Boy. Soc. (A) 291 413—437. 7521. S. S. Degaonkar, 8. Sanatani, V e r t i c a l d r i f t s i n t h e nighttime i o n o s p h e r e . Planet. Space Sei. 14 459—467. — Zur Nachtzeit auftretende vertikale Verlagerungen der F-Schicht über den Stationen Wakkanai und Ahmedabad und ihre Abhängigkeit von der Stärke der Sonnentätigkeit werden untersucht. Während in Jahren starker Sonnentätigkeit die Vertikalverschiebung abwärts gerichtet ist, wechselt ihre Richtung in Jahren schwacher Sonnentätigkeit; im ersten Fall ist sie in höheren Breiten stärker und erfolgt etwa 4 bis 5 mal rascher als im zweiten Fall. W. Gl. 7522. T. M. Donahue, O n t h e i o n o s p h e r i c c o n d i t i o n s i n t h e D a n d l o w e r E r e g i o n . J G E 71 2237—2242.

region

7523. T. M. Donahue, I o n o s p h e r i c r e a c t i o n r a t e s i n t h e l i g h t of r e c e n t m e a s u r e m e n t s i n t h e i o n o s p h e r e a n d t h e l a b o r a t o r y . Planet. Space Sei. 14 33—48. 7524. A . G . F r e n c h , S e a s o n a l v a r i a t i o n of s o m e F - r e g i o n a t s u n - s p o t m i n i m u m . J A T P 28 9—16.

parameters

7525. J. E. Geisler, A t m o s p h e r i c w i n d s i n t h e m i d d l e l a t i t u d e F - r e g i o n . J A T P 28 703—720. 7526. N. V. Georgio, U n t e r s u c h u n g w e i c h e r E l e k t r o n e n u n d I o n e n m i t I o n e n f a l l e n i m S a t e l l i t e n « K o s m o s 5». Geom. Aer. 6 424—429 (russ.). — Verf. teilt die Ergebnisse dieser Untersuchungen mit und beschreibt die Konstruktion der Ionenfallen. Die Konzentration der positiven Ionen wird für Höhen von 200 bis 300 km angegeben. Der Fluß weicher Elektronen mit einer Energie von 3 < E < 15 keV beträgt 1 bis 3 X 102 c m - 2 s e c - 1 f ü r den isotropen Strom auf der Schattenseite der Bahnen in Höhen von 200 bis 1200 km. Verf. (ü.) 7527. G. Godoli, G. L. Tagliaferri, variazione a lungo termine e d i n d i c i i o n o s f e r i c i . Atti 14. = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr.

Sulla p r e s u n t a esistenza di una della relazione t r a fenomeni solari Convegno Ass. Geofis. Ital. 1965 S. 197—200 125.

7528. G. Godoli, G. L. Tagliaferri, O n t h e v a r i a t i o n s i n t h e r e l a t i o n s of s o l a r i n d i c e s t o E - a n d F - r e g i o n c h a r a c t e r f i g u r e s . J A T P 28 933—944 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 143. 7529. G. N. Gorbuschina, E. M. Shulina, D i e in v e r s c h i e d e n e n P h a s e n des Zyklus Aer. 6 604—606 (russ.).

Zone anomaler Absorption d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Geom.

7530. I . Harang, R. Larsen, J. Skogtvedt, T h e d i s t r i b u t i o n of i n t e n s i t i e s i n v. 1. f . - e m i s s i o n s . J A T P 27 1147—1150, 1965 = Inst. Theoret. Astrophys. Blindern-Oslo Eepr. Nr. 62. 7531. G. Hartmann, D e r F a r a d a y - E f f e k t d e r I o n o s p h ä r e u n d s e i n e A b h ä n g i g k e i t von der E i g e n r o t a t i o n des S a t e l l i t e n sowie dessen A z i m u t - u n d E l e v a t i o n s w i n k e l ä n d e r u n g e n . Planet. Space Sei. 14 1057 —1064. — Von den verschiedenen Einflüssen, die man bei der Messung des Faraday-Effektes der Ionosphäre berücksichtigen muß, werden hier nur die zwei Effekte diskutiert, die bei der Auswertung der Faraday-Effektregistrierungen auf 20 MHz und 41 MHz des NASA-Ionosphärensatelliten S-66-(Explorer 22) eine bedeutende Rolle spielen. Es sind dies: 1. der Einfluß des komplexen Brechungsindexes n des Erdbodens, 2. der Einfluß der Azimut- und Zenitwinkeländerungen während des Satellitendurchganges. Verf. (gek.) 26*

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VIII. Erde

66, 1966

7532. F. H. Hibberd, W. J. Ross, T o t a l e l e c t r o n c o n t e n t s p h e r e in m i d d l e l a t i t u d e s . J G R 71 2243—2253.

of

the

iono-

7533. A. Hruäka, A m p l i f i c a t i o n of e l e c t r o m a g n e t i c d i s t u r b a n c e s t h e n o n - u n i f o r m i o n o s p h e r e . Planet. Space Sei. 14 1077—1083. 7534. C.-m. Huang, S o m e r e m a r k s on t h e s t a t i s t i c a l r a d i c - E . J ATP 28 87—96.

s t u d i e s of

7535. C.-m. Huang, A s t u d y of t h e n o o n e l e c t r o n d e n s i t y of t h e F 2 - l a y e r a t low l a t i t u d e s . J ATP 28 1151—1166. 7536. B. Hultqvist, I o n o s p h e r i c Space Sei. Rev. 5 771—817.

absorption

* * B. Hultqvist, P l a s m a w a v e s i n t h e i o n o s p h e r e . Vgl. Ref. 7651.

of

cosmic

Earth's

in spo-

variation

radio

noise.

magnetosphere

and

7537. G. S. Iwanow-Cholodny, T h e a n o m a l y in t h e c o m p o s i t i o n of t h e f o r m e d i o n s , a n d s o m e p h e n o m e n a in t h e l o w e r i o n o s p h e r e . DAN 170 831—834 (russ.). 7538. G. S. Iwanow-Cholodny, Ü b e r d e n U m f a n g d e r I o n e n b i l d u n g H ö h e n v o n 100 b i s 300 k m . Geom. Aer. 6 382—385 (russ.).

in

7539. G. S. Iwanow-Cholodny, A. D. Danilow, S c h w a n k u n g e n in d e r I o n e n z u s a m m e n s e t z u n g d e r A t m o s p h ä r e in H ö h e n v o n 100 b i s 2 0 0 k m . Kosm. Forsch. 4 4 3 9 - ^ 5 2 (russ.). 7540. C.Y.Johnson, I o n o s p h e r i c c o m p o s i t i o n a n d d e n s i t y f r o m t o 1200 k i l o m e t e r s a t s o l a r m i n i m u m . J G R 71 330—332.

90

7541. C.Y.Johnson, I o n o s p h e r i c c o m p o s i t i o n a n d d e n s i t y f r o m 90 t o 1200 k i l o m e t e r s a t s o l a r m i n i m u m . Rep. Naval Res. Lab. Progr. Sept. 1965 S. 11—14. — Ref. in Phys. Ber. 45 5341. 7542. T. S. Kerblaj, Ü b e r Ä n d e r u n g e n d e r m a x i m a l e n Elektronenk o n z e n t r a t i o n d e r F 2 - S c h i c h t 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. 6 322—326 (russ.). 7543. T. S. Kerblay, A. A. Korotschkina, Ü b e r d i e A b h ä n g i g k e i t d e r S c h i c h t v o n d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Geom. Aer. 6 593—597 (russ.). 7544. G. A. M. King, D a y - t o - d a y q u e n c y . J ATP 28 531—535.

variations

in

the

F2

critical

7545. G. A. M. King, M. D. Lawden, A l i m i t e d s u r v e y of t h e in s u m m e r a t s o l a r m i n i m u m . J ATP 28 871—877.

Esfre-

Fl-region

7546. J. L. Kokurin, M. A. Owsjankin, D e r Z u s a m m e n h a n g g r o ß e r i o n o sphärischer I n h o m o g e n i t ä t e n mit der Sonne aus r a d i o a s t r o n o m i s c h e n D a t e n . Radiotechn. Elektronik 11 1688 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1967 3.51.209. 7547. K. M. Kotadia, S o l a r f l a r e l a t i t u d e s . J ATP 28 143—152.

effects

on

F2-ionization

in

low

7548. W. S. Kowalenko, B. W. Troizkij, Ü b e r d i e E n t s t e h u n g d e r I n h o m o g e n i t ä t e n in d e r F 2 - S c h i c h t d e r I o n o s p h ä r e . Geom. Aer. 6 925—928 (russ.).

66, 1966

405

75. Ionosphäre

7549. P. E. Krasnuschkin, D e r E i n f l u ß d e s S o n n e n w i n d e s a u f S c h i c h t d e r E r d i o n o s p h ä r e . Geom. Aer. 6 602—603 (russ.). * * H.-R. Lehmann, C.-U. Wagner, M e t e o r i c i o n o s p h e r e . Vgl. Ref. 9852.

atomic

ions

in t h e

die

C-

lower

7550. V. Letlus, K. B. SeralimoII, D i e I o n i s a t i o n d e r E - S c h i c h t u n d 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 i m B e r e i c h v o n 4 4 b i s 60 A. Geom. Aer. 6 352—356 (russ.). — Bei der Berechnung der charakteristischen Zahl der E-Schicht müssen der jahreszeitliche Gang in den aeronomischen Parametern ausgeschaltet und die Temperaturschwankungen in Abhängigkeit von Höhe und Zeit berücksichtigt werden. E s ist zweckmäßig, die jährliche Abhängigkeit der Werte der charakteristischen Zahl vom Zenitwinkel der Sonne graphisch darzustellen. Die auf diese Weise an einer Beobachtungsstation abgeleiteten charakteristischen Zahlen im J a h r der Ruhigen Sonne (1964) stimmen gut mit der Intensität der solaren Röntgen-Strahlung im Bereich von 44 bis 60 A überein. Verf. (ü.) 7551. K. Maeda, S. Kato, E l e c t r o d y n a m i c s of t h e i o n o s p h e r e . Space Sei. Rev. 5 57—79. 7552. A. P. Mamrukow, Ü b e r d e n Z u s a m m e n h a n g d e r I o n i s a t i o n i n der F2-Schicht mit dem E i n t r e t e n der solaren W e l l e n s t r a h l u n g n a c h B e o b a c h t u n g e n i n J a k u t s k . Geom. Aer. 6 1036—1040 (russ.). 7553. N. Matuura, T h e c o n d i t i o n of t h e u p p e r a t m o s p h e r e b a s e d o n t h e e l e c t r o n d e n s i t y p r o f i l e s of t h e F r e g i o n . Canadian J . Phys. 44 175—205. 7554. W. A. Misjura, G. K. Solodownikow, W. M. Migunow, tronenkonzentration der äußeren Ionosphäre k o h ä r e n t e r Signale der E r d s a t e l l i t e n «Kosmos» Geom. Aer. 6 852—857 (russ.).

Über die Elekaus Messungen und «Elektron».

7555. W. A. Misjura, W. M. Migunow, G. K. Solodownikow, Ü b e r d i e s t ä n d i g k e i t d e r I o n o s p h ä r e . Geom. Aer. 6 931—933 (russ.).

Unbe-

7556. N. A. Mitjakow, E. E. Mitjakowa, W. A. Tscherepowizkij, D i e a u s d e n R a d i o s i g n a l e n 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 l e k t r o n 1» e r m i t telte Verteilung der ionosphärischen Elektronenkonzentration. Kosm. Forsch. 4 249—256 (russ.). 7557. K. V. S. K. Nathan, M. J. Seaton, N i g h t - t i m e e l e c t r o n i n t h e u p p e r F r e g i o n . Nature 209 701—702. 7558. K. V. S. K. Nathan, P a r t i c l e h e a t i n g r e g i o n . Planet. Space Sei. 14 717—730.

effects

in

temperatures the

upper

F-

7559. G. Nestorov, N i c h t s t a t i o n ä r e u n d q u a s i s t a t i o n ä r e B e d i n g u n g e n i n d e r i o n o s p h ä r i s c h e n D - R e g i o n . Gerlands Beiträge Geophys. 75 249 —254. — Auf Grund langjähriger Absorptionsmessungen nach der Methode A 3 wird eine Lösung der Aufgabe bezüglich des Gleichgewichts in der D-Region gefunden. Bei mittleren geographischen Breiten für Sonnenzenitdistanzen % > 80° darf die D-Region nicht als Gleichgewichtsmedium betrachtet werden, während für % < 80° die quasistationäre Annäherung zulässig ist. Bei Sonnenauf- und -Untergang, bei chromosphärischen Sonneneruptionen, bei Sonnenfinsternissen sowie in Fällen stärkerer Abweichungen vom Normalzustand und von der Normalentwicklung muß die D-Region als Plasma in nichtstationärem Zustand betrachtet werden. Verf.

406

66, 1966

V I I I . Erde

7560. G. Nestorov, L. Krivsky, V. Letfus, N i g h t l o w e r i o n o s p h e r e a t g e o m a g n e t i c l a t i t u d e 40° N as i n d i c a t o r o f c o r p u s c u l a r r a d i a t i o n p h e n o m e n a . J A T P 28 121—125. 7561. G. Nestorov, S o n n e n f i n s t e r n i s s e Nr. 2 S. 12—16 (bulgar.).

und Ionosphäre.

Priroda Sofia 15

7562. V. B. Noonkester, V a r i a t i o n s in f 0 E a n d f 0 F 2 a t W a s h i n g t o n , D. C., n e a r d a y s o f i n c r e a s e d g e o m a g n e t i c a c t i v i t y . J G R 71 4 1 9 2 — 4195. 7563. E . 0 . Olatunji, I o n o s p h e r i c d i u r n a l v a r i a t i o n s in t h e F - l a y e r a t I b a d a n o v e r a s u n s p o t c y c l e . Ann. Géophys. 22 393—395. 7564. 0 . Owesgeldyjew, M. B. Ostanina, Ü b e r den E s - S c h i c h t m i t der m a g n e t i s c h e n A k t i v i t ä t . (russ.).

Zusammenhang der Geom. Aer. 6 938—940

7565. 0 . Owesgeldyjew, M. B. Ostanina, D i e s p o r a d i s c h e E - S c h i c h t u n d i h r Z u s a m m e n h a n g m i t der Z e i t des S o n n e n a u f g a n g s . Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. S S R (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1966 Nr. 4 S. 23—30 (russ.). 7566. B. Parthasarathy, D. B. Bai, E f f e c t o f m e t e o r i c d u s t on t h e e f f e c t i v e r e c o m b i n a t i o n c o e f f i c i e n t in t h e l o w e r i o n o s p h e r e . Radio Sei. 1 1401—1408. 7567. M, Pick, R e l a t i o n s e n t r e c e r t a i n e s f o r m e s de l ' a b s o r p t i o n i o n o s p h é r i q u e e t l e s p h é n o m è n e s s o l a i r e s e t g é o p h y s i q u e s . Ann. Géophys. 22 310—319. 7568. W. B. Piggott, E. V. Thrane, T h e e l e c t r o n d e n s i t i e s in t h e E D - r e g i o n s a b o v e K j e l l e r . J A T P 28 4 6 7 ^ 7 9 .

and

7569. W. M. Poljakow, T. B. Schtschukina, Ü b e r die K i n e t i k d e r I o n i s a t i o n s - R e k o m b i n a t i o n s p r o z e s s e in d e r F 2 - S c h i c h t d e r I o n o s p h ä r e . Geom. Aer. 6 858—868 (russ.). 7570. M. I. Pudowkin, R e k o m b i n a t i o n s p r o z e s s e s p h ä r e . Geom. Aer. 6 875—880 (russ.).

in

der

unteren

Iono-

7571. M. M. Bao, B. B. Bao, L u n a r v a r i a t i o n s o f t h e c r i t i c a l f r e q u e n c i e s o f t h e F 2 l a y e r a t W a l t a i r . Indian J . Pure Applied Phys. 4 290—291. — Ref. in Phys. Abstr. 69 3395. 7572. M. M. Bao, B. B. Bao, L o n g t e r m v a r i a t i o n in e q u a t o r i a l r a d i c - E a n d t h e e l e c t r o j e t . Planet. Space Sei. 14 529—540. * * P. S. K. Bao, B. B. Bao, E f f e c t o f m e t e o r a c t i v i t y on t h e f a d i n g . Vgl. Ref. 9374.

spo-

E-region

7573. B. G. Bastogi, S. Sanatani, B e h a v i o u r o f t h e i o n o s p h e r i c l a y e r s a t A h m e d a b a d d u r i n g t h e s u n r i s e p e r i o d . J ATP 28 651—660. 7574. I. Bevah, A. Spizzichino, R é s u l t a t s de m e s u r e c o n t i n u e des v e n t s i o n o s p h é r i q u e s à p a r t i r de l ' o b s e r v a t i o n de t r a î n é e s m é t é o r i q u e s . CR (B) 262 378—381. 7575. H. Bishbeth, 911—918.

F2-layer

rates

at

sunspot

minimum.

7576. A. V. da Bosa, T h e t h e o r e t i c a l t i m e - d e p e n d e n t t h e r m a l o f t h e i o n o s p h e r i c e l e c t r o n gas. J G R 71 4107—4120.

J ATP 28 behavior

66, 1966

75. Ionosphäre

7577. W . J . B o s s , M e a s u r e m e n t e q u a t o r . J G R 71 3671—3676.

of e l e c t r o n

407 content

at

the

magnetic

7578. L. N. Rubzow, D. L. Latipow, G e s c h w i n d i g k e i t s - u n d Richtungsm e s s u n g e n d e s i o n o s p h ä r i s c h e n W i n d e s ü b e r T a d s h i k i s t a n . Bull. I n s t . Astrophys. Duschanbe N r . 46 S. 36—42 (russ. mit engl. Ref.). 7579. C. M. Rush, S. V. Venkateswaran, O n c h a n g e s i n c o m p o s i t i o n of t h e t o p s i d e i o n o s p h e r e . Rev. Geophys. 3 463—483, 1965. — Ref. in Phys. Ber. 45 4370. 7580. W. A. Saguljajewa, M. N. Fatkullin, L u n a r e G e z e i t e n i n d e r I o n o s p h ä r e n a h e d e m m a g n e t i s c h e n Ä q u a t o r . Geom. Aer. 6 934—936 (russ.). 7581. D. Samardjiev, D e p e n d e n c e of t h e b o u n d a r y f r e q u e n c i e s of t h e E s - l a y e r z e n i t h a n g l e . Gerlands Beiträge Geophys. 75 255—260. — Der tägliche Gang der Grenzfrequenz der sporadischen E-Schicht vom c-Typ wird studiert a n H a n d von Beobachtungsdaten verschiedener, in mittleren Breiten gelegener Stationen. Diese Grenzfrequenzwerte kehren ziemlich genau wieder, streuen n u r wenig, zeigen a m Vormittag einen glatten Anstieg, a m N a c h m i t t a g einen gleichmäßigen Abfall u n d besitzen den Maximalwert zu Ortszeit-Mittag. F ü r diese Grenzfrequenzen wird ein Cosinusgesetz (f 0 E s ~ cos11 y j vorgeschlagen. Der E x p o n e n t n liegt bei 0.25 u n d erwies sich in den J a h r e n 1957 bis 1964 als unabhängig vom Sonnenfleckenzyklus. Man beobachtet einen Anstieg von n m i t wachsender geographischer Breite. Verf. 7582. L. A. Schtschepkin, D i e F j - S c h i c h t w ä h r e n d d e r A b n a h m e d e r S o n n e n a k t i v i t ä t . Geom. Aer. 6 43—48 (russ.). — Verf. diskutiert die Breitenverteilung derjenigen Größen, die die mittlere tägliche Beobachtungswahrscheinlichkeit der Fj-Schicht charakterisieren: die relative Zahl der Beobachtungen einer vollständig entwickelten Schicht, die Kosinus des Zenitwinkels der Sonne, die dem Beginn der (zuverlässigen) Beobachtung der Schicht in ihrer jahreszeitlichen u n d täglichen Entwicklung entsprechen, sowie die Koeffizienten der Asymmetrie des täglichen Gangs der Beobachtungsfrequenz. Die Breitenschwankungen u n d die Größen der diskutierten P a r a m e t e r werden m i t analogen Angaben f ü r eine Periode m i t hoher Sonnenaktivität verglichen. Verf. (ü.) 7583. K. B. Serafimoff, D i u r n a l v a r i a t i o n s i n t h e a p p e a r a n c e E 2 l a y e r . Ber. Bulgar. Akad. Wiss. 18 1107—1110, 1965 (deutsch).

of

the

7584. K. B. Serafimoff, T h e d e p e n d e n c e of t h e e l e c t r o n d e n s i t y i n t h e E - l a y e r o n t h e s o l a r z e n i t h d i s t a n c e . Ber. Bulgar. Akad. Wiss. 19 25—28 (deutsch). 7585. K . B. Serafimoff, T h e v a r i a t i o n i n t h e d e p e n d e n c e of t h e m a x i m a l e l e c t r o n d e n s i t y on t h e solar zenith d i s t a n c e a n d t h e s y m m e t r y of t h e E - l a y e r . Ber. Bulgar. Akad. Wiss. 19 105—108 (deutsch). — Ref. in Phys. Abstr. 69 2574. 7586. K. B. Serafimoff, Ü b e r d i e A b h ä n g i g k e i t d e r E l e k t r o n e n k o n z e n t r a t i o n i n d e r F j - S c h i c h t v o m Z e n i t w i n k e l d e r S o n n e . Geom. Aer. 6 334—340 (russ.). — Der E x p o n e n t n des Kosinusgesetzes der einfachen aSchicht wird im Zusammenhang mit der maximalen Elektronenkonzentration in der Fj-Schicht untersucht. E s werden Ausdrücke zur Ableitung von n u n t e r instationären Bedingungen u n d beim Vorhandensein von Temperaturgradienten u n d T e m p e r a t u r ä n d e r u n g e n abgeleitet. Eine Analyse der n - W e r t e f ü r den Zeitr a u m von 1957 bis 1964 zeigt, d a ß die Sonnenaktivität diesen E x p o n e n t e n n u r sehr schwach beeinflußt. Die erhaltenen Ergebnisse lassen sich durch eine partielle

408

66, 1966

VIII. Erde

Kompensation der Temperaturgradienten durch den Einfluß zeitlicher Temperaturänderungen bei veränderlicher mittlerer Masse des ionisierten Mediums erklären. Verf. (ü.) 7587. K. B. Seratimoff, S c h i c h t u n g Geom. Aer. 6 685—694 (russ.).

und

Feinstruktur

7588. K. B. Seratimoff, O n t h e r e l a t i o n b e t w e e n S u n . Gerlands Beiträge Geophys. 75 222—230.

der

E-Schicht.

the E-layer and

the

7589. P.Simon, L a m e s u r e d e l ' a b s o r p t i o n i o n o s p h é r i q u e d e s é m i s sions des r a d i o - s o u r c e s et son a p p o r t à la c o n n a i s s a n c e de l'ionos p h è r e . Ann. Géophys. 22 300—309. 7590. B. N. Singh, T h e e f f e c t i v e e l e c t r o n c o l l i s i o n f r e q u e n c y i n l o w e r F r é g i o n of t h e i o n o s p h e r e . Proc. Phys. Soc. 87 425—428.

the

7591. A. Singler, S t a t i s t i s c h e B e t r a c h t u n g e n z u r H ä u f i g k e i t und M o r p h o l o g i e s t a r k e r I o n o s p h ä r e n s t ö r u n g e n . Gerlands Beiträge Geophys. 75 34—44. — Die starken Ionosphärenstörungen befolgen f ü r begrenzte Zeitintervalle, beispielsweise f ü r das Maximum der solaren Aktivitätsperiode, näherungsweise das Poissonsche Verteilungsgesetz seltener Ereignisse. Damit ist die Wahrscheinlichkeit angebbar, mit der pro Monat entweder 0 oder 1 oder 2 Störungen eintreten. Die Wahrscheinlichkeit, daß eine Einzelstörung mehr als einen Tag umfaßt, ist p = 0.252 ± 0.099. Die Wahrscheinlichkeitsverteilung der Störungen, bezogen auf den Mittagsmittelwert, ist breiter und flacher als die auf den Nachttiefstwert bezogene. Das liegt offenbar daran, daß der Mittagsmittelwert störanfälliger und labiler ist. Die Häufigkeit der positiven Abweichungen vom Monatsmedian ist unabhängig von der Sonnenaktivität. Ihre Verteilung folgt ebenfalls dem Poissonschen Gesetz. Verf. 7592. A. Singler, E i n B e i t r a g z u r A b h ä n g i g k e i t d e r S t r e u u n g d e r ungestörten ionosphärischen F2-Grenzfrequenzen von Jahreszeit u n d S o n n e n a k t i v i t ä t . Gerlands Beiträge Geophys. 75 98—111. — I n der vorliegenden Arbeit wurde die Streuung des ungestörten Tagesganges der ionosphärischen F2-Grenzfrequenzen (Station Juliusruh/Rügen,

50 MeV und Elektronen > 5 MeV Energie beziehungsweise von Protonen > 0.5 MeV und Elektronen > 40 keV Energie durch. Während des Fluges zum Mond (März 31—April 3) wurde in drei halbstündigen Meßreihen eine mittlere R a t e von 4.7 ± 0.4 harten Teilchen/cm 2 sec beobachtet. Auf zirkumlunarer Bahn ab 3. April bei einer Bahnneigung von 72° zur Rotationsachse des Mondes traten bei der harten Strahlung Intensitätsschwankungen von 11 ± 3 % in Abhängigkeit von der Flughöhe (350—1000 km) auf. Bei einer Albedo gleich Null wären — lediglich infolge der unterschiedlichen Abschirmung durch den Mondkörper — etwa 15 % Variation zu erwarten. Petri 8388. N. L. Grigorow, W. L. Madujew, S. L. Mandelstam, N. F. Pissarenko, I. A. Sawenko, I. P. Tindo, I n v e s t i g a t i o n of t h e s o f t c o r p u s c u l a r r a d i a t i o n a t t h e L u n a - 1 0 s a t e l l i t e of t h e M o o n . DAN 170 567—569 (russ.). — Messungen durch die automatische Station Luna 10 auf zirkumlunarer Bahn vom 3. April bis 13. Mai 1966 mit drei verschiedenen Gasentladungszählern, die für Elektronen > 40 oder 50 keV, Protonen > 500 oder 800 keV Energie und Röntgenstrahlen > 10 oder 14 A eingerichtet waren, ergaben merkliche Intensitätsanstiege April 3 und 8—9 sowie Mai 2—3 und 7, als die Sonde vermutlich die Grenzen des von der Sonne abgewandten Schweifs der Erdmagnetosphäre passierte. Petri 8389. K. I. Gringaus, W. W. Besrukich, M. S. Chochlow, L. S. Mussatow, A. P. Remisow, I n d i c a t i o n s of t h e M o o n c r o s s i n g t h e t a i l of t h e E a r t h ' s magnetosphere from the data supplied by the charged particle t r a p s a t t h e f i r s t a r t i f i c i a l s a t e l l i t e of t h e M o o n . DAN 170 570— 573 (russ.). — Nach vorläufiger Auswertung von Beobachtungen mit Plasmasonden in der zirkumlunaren automatischen Station Luna 10 bildet sich in Mondnähe innerhalb des Schweifs der Erdmagnetosphäre eine gestörte Zone, in der sich positive Ionen mit Energien E p > 50 eV in Richtungen bewegen, die nicht mit der des Sonnenwindes zusammenfallen. Petri 8390. K. I. Gringaus, W. W. Besrukich, M. S. Chochlow, G. N. Sastenker, A. P. Remisow, L. S. Mussatow, S o m e r e s u l t s of a n e x p e r i m e n t o n t h e d e t e c t i o n of l u n a r i o n o s p h e r e , c a r r i e d o u t b y m e a n s of t h e M o o n ' s f i r s t a r t i f i c i a l s a t e l l i t e . DAN 170 1306—1309 (russ.). — Aus den näher beschriebenen Messungen scheint eine Elektronendichte von 60—80 c m - 3 in der Umgebung des Mondes hervorzugehen, wobei der niedrige Wert innerhalb der Erdmagnetosphäre gilt. Es wurde keine ausgeprägte Abhängigkeit der Meßwerte von der Höhe über der Mondoberfläche festgestellt. Petri 8391. O.Günther, Z u r S i c h t b a r k e i t v o n E i n z e l h e i t e n a u f d e r N a c h t s e i t e d e s M o n d e s . Sterne 42 1—10 = Mitt. Astrophys. Obs. Potsdam Nr. 117. 8392. A. A. Gurstein, Ü b e r d i e « R a n g e r » - u n d E u W 2 Nr. 6 S. 30—37 (russ.).

«Surveyor»-Programme.

8393. T. Hagfors, R e l a t i o n s h i p of g e o m e t r i c o p t i c s a n d a u t o c o r r e l a t i o n a p p r o a c h e s t o t h e a n a l y s i s of l u n a r a n d p l a n e t a r y r a d a r . J G R 71 379—383. — Die Verknüpfung zwischen den beiden Modellen wird für den Fall diskutiert, daß die Höhenverteilung und die Autokorrelationsfunktion

I X . Planeten. Monde

458

66, 1966

der Höhen Gauß-Verteilungen sind. Es wird gezeigt, welche Information aus der zurückgestrahlten Intensität in Abhängigkeit vom Einfallswinkel erschlossen werden kann. Bro. 8894. B. Hapke, A n i m p r o v e d t h e o r e t i c a l l u n a r P h o t o m e t r i e f u n e t i o n . A J 71 333—339; A J 71 386 (Ref. AAS). — Verf. modifiziert das früher (vgl. A J B 63 Ref. 83121) von ihm entwickelte Modell der Mondoberfläche durch die Annahme, daß die poröse Oberfläche zu 9 0 % von steilwandigen Vertiefungen mit Böschungswinkeln größer als 45° durchzogen ist, die von der Größenordnung einiger Zentimeter oder Millimeter sind und nur unter streifenden Blickwinkeln gesehen werden können. Die theoretische photometrische Funktion einer solchen Oberfläche stellt die beobachteten Helligkeitsveränderungen im Bereich aller Phasenwinkel bis zum Mondrand befriedigend dar und ist auch nicht im Widerspruch zu den Radarreflexmessungen. Gü-Li 8395. B. Hapke, S o m e c o m m e n t s o n G e h r e i s ' m o d e l of t h e l u n a r s u r f a c e . Icarus 5 154—161, mit einer Erläuterung von T. G e h r e i s . — U m gewisse optische Eigenschaften der Mondoberfläche zu erklären, entwickelten T. Gehreis und Mitarbeiter (vgl. A J B 64 Ref. 8355 und 8356) ein Modell, wonach sich über der festen Mondoberfläche eine dünne Schicht ionisierter Teilchen (interplanetaren Ursprungs) befindet, die unter anderem die beobachtete Lumineszenz verursacht. Verf. führt einige Gründe an, die die Existenz einer solchen Schicht unwahrscheinlich machen. Insbesondere hält er die elektrischen Ladungen der Teilchen für zu klein, um eine solche Schicht zu erhalten. Gü-Li 8396. B. W. Hapke, T. Gold, L u n a 9 p i c t u r e s A J 71 857. — Ref. AAS.

and

the

lunar

surface.

8397. W. K. Hartmann, E a r l y l u n a r c r a t e r i n g . Icarus 5 406—418. — Die Diskussion der aus den Katalogen von D. W. G. Arthur und Mitarbeitern sowie aus den Rangerphotos abgeleiteten Anzahl-Durchmesserbeziehungen für postmare und prämare Kraterformationen läßt den Schluß zu, daß während des ersten Siebentels der Mondentstehungszeit ein intensives Bombardement von extralunaren Körpern unbekannter Herkunft stattgefunden hat. Die Entstehungsrate der Krater in dieser Epoche ist etwa lOOmal größer als in der übrigen Zeit. Zur Erklärung der Herkunft dieses Bombardements werden 6 Hypothesen aufgestellt. Am wahrscheinlichsten ist der Einsturz eines Restes von planetesimalen Körpern in zirkumterrestrischen Bahnen kurz nach der Entstehung des Mondes. Gü-Li 8398. W. K. Hartmann, L u n a r b a s i n s , l u n a r l i n e a m e n t s , a n d t h e M o o n ' s f a r s i d e . Sky Tel. 32 128—131. — Überlegungen zu diesem Thema auf Grundv. B. der Rückseitenphotos von Zond 3 im Juli 1965. 8399. H. R. Hatfield, L u n a r p h o t o g r a p h y 102. 83100. 0 . Hauge, E.Jensen, T. S. Ringnes, Blindem-Oslo Smätrykk Nr. 54, 149 S.

f o r b e g i n n e r s . J B A A 76 90— Mänen.

Inst.

Teoret.

Astrofys.

83101. 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 a r e a s , V I . Commun. Lunar Planet. Lab. 4 133—140. — Als letzter Beitrag zu einer Serie von 12 Zeichnungen der Mondrandregionen nach rektifizierten Aufnahmen mit großen Refraktoren werden in 2 Blättern die Gebiete am Westrand zwischen 30° Südbreite und dem Südpol vorgelegt. Gü-Li 83102. J . Herrmann, 37, 38.

Luna

IX

landete

auf

dem

M o n d . VdS Nachr. 15

83103. R. D. Hill, L u n a r e x p e r i m e n t s : T h e M o o n a s a s i t e f o r c e r t a i n p h y s i c a l m e a s u r e m e n t s . Science 151 195—196. — Infolge des Fehlens einer

66, 1966

459

83. Mond

Atmosphäre u n d einer Ionosphäre sowie wegen der geringen Schwerkraft k a n n m a n Partikelstrahlung sehr geringer Energie zur Nachrichtenübermittlung auf dem Mond anwenden. Gü-Li 83104. J. J. Hopfield, M e c h a n i s m of l u n a r p o l a r i z a t i o n . Science 151 1380—1381. — Die negative Polarisation des Mondlichtes bei Phasen winkeln zwischen 0° u n d 25° wird durch ein theoretisches Modell zu erklären versucht, das die Polarisation in der Beugungszone am R a n d des Schattens eines schwach lichtdurchlässigen dielektrischen Hindernisses zur Grundlage h a t . Gü-Li 83105. J. Hopmann, R e l a t i v e H ö h e n v o n 1 6 1 O b j e k t e n a u f d e m M o n d e . Bemerkungen über besondere Mondformationen und Ranger-Aufn a h m e n , d i e L e u c h t e r s c h e i n u n g e n a u f d e m M o n d e . Anzeiger Österreich. Akad. Wiss. m a t h . - n a t . K l . 102 326—327, 1965 (Ref.); Sitzber. Österreich. A k a d . Wiss. Math.-naturwiss. Kl. Abt. I I 174 591—630. 83106. J. Hopmann, D i e G e n a u i g k e i t der Angaben von relativen H ö h e n a u f d e m M o n d e . N e u e W e r t e f ü r 1 6 3 P u n k t e . Sitzber. Österreich. Akad. Wiss. Math.-naturwiss. Kl. A b t . II 174 57—84 = Mitt. Üniv.-Sternw. Wien 12 225—252. — Mit einem Positionsfadenmikrometer a n einem 21 cmR e f r a k t o r (Brennweite mittels Negativlinse 512 cm) wurden 175 relative H ö h e n von 163 P u n k t e n der Mondoberfläche teils nach der Methode der Schattenlängen, teils nach der klassischen Spitzen-Lichtgrenzen-Methode gemessen. Die in einer Tabelle zusammengestellten H ö h e n (in km) werden m i t den Ergebnissen von Mädler, Schmidt u n d den K a r t e n des US-Army Map Service verglichen. Die innere Genauigkeit aller Reihen ist 0.25 km, die der eigenen Messungen ± 0 . 1 5 k m . Gü-Li 83107. G. Horn-d'Arturo, II s u o l o l u n a r e f o t o g r a f a t o d a p r e s s o . Coelum 34 97—99. * * W. A. Hovis jr., I n f r a r e d m i n e r a l s . Vgl. Ref. 1659.

spectral

reflectance

* * W. A. Hovis jr., O p t i m u m w a v e l e n g t h p e r a t u r e r a d i o m e t r y . Vgl. Ref. 1660.

of

intervals

some

common

for surface

tem-

* * W. A. Hovis jr., W. R. Callahan, I n f r a r e d r e f l e c t a n c e s p e c t r a of i g n e o u s r o c k s , t u f f s , a n d r e d s a n d s t o n e f r o m 0 . 5 t o 2 2 p . Vgl. Ref. 1661. 83108. J. A. Hynek, J. R. Dunlap, A l u n a r t r a n s i e n t t i o n p r o g r a m . A J 71 389. — Ref. AAS.

phenomena

detec-

83109. R. M. Jaeger, D. J. Schuring, S p e c t r u m a n a l y s i s of t e r r a i n of M a r e C o g n i t u m . J G R 71 2023—2028. — Die Verteilung der H ö h e n im Mare Cognit u m wird aus einer R a n g e r 7-Aufnahme erhalten u n d m i t irdischen Höhenspektren verglichen. Bro. 83110. L. D. Jaffe, L u n a r o v e r l a y d e p t h in M a r e Tranquillitatis, A l p h o n s u s , a n d n e a r b y h i g h l a n d s . Icarus 5 545—550. — Durch einen Vergleich der auf den Photos von Ranger 8 u n d 9 abgebildeten K r a t e r im Gebiet des Mare Tranquillitatis u n d in der Umgebung v o n Alphonsus mit Kraterbildern, die im Laboratorium erzeugt wurden (vgl. Ref. 83111), stellt Verf. eine Bedeckung m i t körnigem Gesteinsmaterial von mindestens 5 m Dicke fest. E s handelt sich sowohl u m I m p a k t - als auch u m Vulkankrater zwischen 11 u n d 41000 m Durchmesser. E s scheint, daß die Mächtigkeit der bedeckenden Schicht umso größer ist, je größer der Durchmesser ist. Gü-Li 83111. L. D. Jaffe, L u n a r d u s t d e p t h i n M a r e C o g n i t u m . J G R 71 1095— 1103. — Aus einem Vergleich von Ranger 7-Aufnahmen m i t solchen von labora-

460

I X . Planeten. Monde

66, 1966

toriumsmäßig erzeugten Kratern ergab sich, daß die Mondkrater mit einer wenigstens 5 m dicken Schicht von körnigem Material bedeckt sein könnten. Bro. 83112. L. D. Jafle, R.F.Scott, L u n a r s u r f a c e s t r e n g t h : I m p l i c a t i o n s of L u n a 9 l a n d i n g . Science 153 407—408. — Bei einem Gewicht des Mondlandefahrzeugs Luna 9 von 100 kg, einer kreisförmigen Landefläche von 60 cm Durchmesser und einer Landegeschwindigkeit von höchstens 16 km/Std. wird nach zwei Methoden, einer statischen und einer dynamischen, die Tragfähigkeit des Mondbodens zu 5 X 103 dyn/cm2 bzw. 2 x 105 dyn/cm2 gefunden. Der relativ große Widerspruch zwischen beiden Werten wird auf die Nichtberücksichtigung des (in seiner Funktion unbekannten) Stoßdämpfersystems und der Richtung des Geschwindigkeitsvektors beim Aufsetzen zurückgeführt. Gü-Li 83113. C. Luplau Janssen, Maanen. Urania Kobenhavn 22 61—62, 1965. 83114. C. Luplau Janssen, L i d t Kobenhavn 22 62—64, 1965.

om Maanen og dens o v e r f l a d e . Urania

83115. N. N. Jewsjukow, Colour c o n t r a s t s on the l u n a r s u r f a c e . A J UdSSR 43 1047—1051 (russ. mit engl. Ref.). — Aus einer photographischen Photometrie im Ultravioletten und Infraroten wird die Verteilung der entsprechenden Farbenindizes auf der Mondoberfläche ermittelt. Für die meisten Details liegt die Abweichung des Farbenindexes vom Farbenindex der Mondmitte in den Grenzen von ±01?25. Einige Details haben größere Abweichungen, beim Krater Aristarch 0 m 54. Verf. (ü.) 83116. N. N. Jewsjukow, V o r l ä u f i g e E r g e b n i s s e einer p h o t o g r a p h i s c h e n P h o t o m e t r i e des Mondes im i n f r a r o t e n und u l t r a v i o l e t t e n S p e k t r a l b e r e i c h . Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 8 (Astr. Nr. 2) S. 58—62, 1965 (russ.). — Die Beobachtungen wurden photographisch bei 0.370 p (UV) und 1.00 fi (IR) durchgeführt. Die Ergebnisse, insbesondere Helligkeitsfaktoren o für UV und Visuell sowie Helligkeitsunterschiede für die Phasen -109?9, —95?5 und —3?9, sind in Tabellen aufgeführt. Durchschnittlich ist Q im UV mehr als doppelt so niedrig wie im Visuellen. Die IR-Helligkeit fällt bei den großen Phasenwinkeln zum Rande hin langsamer und zum Terminator hin rascher ab als im UV, das sich hierin vom Visuellen nicht merklich unterscheidet. Bei der Phase —3?9 fällt die Helligkeit vom Rande zum Terminator im Visuellen etwas rascher als im UV und IR. Petri 83117. R. W. Johnson, The l u n a r s u r f a c e a c c o r d i n g to L u n a I X a n d S u r v e y o r I. Astronaut. Acta (NS) 12 370—383. — Die Ergebnisse der ersten weich gelandeten Mondsonden Luna 9 und Surveyor 1 werden zusammenfassend behandelt: Die bisher vertretene Ansicht, es existiere eine mehr oder weniger dicke, zusammenhängende Staubschicht, hat sich als falsch erwiesen. Die Oberfläche ist mit Fels- oder Gesteinsfragmenten aller Größen in unterschiedlicher Verteilung bedeckt. Die feste Oberfläche ist nicht porös oder «flaumig», sondern körnig, etwa nassem Küstensand entsprechend. Ihre Tragfähigkeit ist von der Größenordnung 350 g/cm2. Diese Eigenschaft begünstigt die Landung eines bemannten Fahrzeuges. Andererseits droht dieser jedoch die Gefahr, mit einem der zahlreich vorhandenen Felsbrocken (bis zu 100 cm2 Oberfläche) zu kollidieren. Die Kontroverse zwischen Vulkanismus und Meteoriteneinschlag als Ursache der Kraterentstehung konnte durch diese Sonden noch nicht entschieden werden. Gü-Li 83118. M.T.Jones, A s y s t e m a t i c a n a l y s i s of the s h a d o w p r o j e c t i o n m e t h o d a s a m e a n s of d e t e r m i n i n g the r e l a t i v e a l t i t u d e s of l u n a r f o r m a t i o n s . Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 140, 6 + 162 S. — Verf. gibt eine eingehende Darstellung der Geometrie und Methodik von Schattenlängenmessungen mit Diskussion aller auftretenden Effekte, die sich aus der

66, 1966

461

83. Mond

ungenauen Kenntnis der Mondkoordinaten und aus methodischen Gesichtspunkten ergeben. Meßergebnisse an den Ringwällen Archiraedes und Plato werden mitgeteilt. Ba. 83119. P . J o r d a n , Z u r D e u t u n g d e r M o n d o b e r f l ä c h e . Naturwissenschaften 53 117—123. — Von sehr anfechtbaren Voraussetzungen ausgehend kommt Verf. zum Ergebnis, daß 1.) der Mondvulkanismus sich ausschließlich in Gasausbrüchen äußere und daß 2.) «die in den Maregebieten ausgebreiteten Lavamassen ausschließlich durch Oberflächenerhitzung infolge Häufung starker Einstürze entstanden» seien. v. B. 83120. G. N. Katterfeld, J . A. Chodak, P r o b l e m s of s e l e n o l o g y a n d t h e s i g n i f i c a n c e of g e o l o g i c a l - m o r p h o l o g i c a l m e t h o d s in studying t h e M o o n . International Lunar Soc. 3 Nr. 1 S. 21—24. — Verf. fordern eine exakte Terminologie, eine exakte Behandlung der Tektonik (statistisch, graphisch), genauere Berücksichtigung der magmatischen Differentiation und eine Statistik der Tiefe-Durchmesserbeziehungen an Mondkratern und irdischen Calderen etc. v. B. 83121. G. N. Katterfeld, T y p e s , a g e a n d o r i g i n of t h e l u n a r ring s t r u c t u r e s . International Lunar Soc. 3 Nr. 2 S. 37—43. — Angesichts der geringeren Gravitation auf dem Mond sind für die Kraterböschungen höhere Werte zu fordern als auf der Erde. F ü r die Kleinstkrater soll gelten, daß die Wahrscheinlichkeit meteoritischen Ursprungs mit abnehmender Größe zunimmt, während die Mehrzahl der größeren vulkanogen sein dürfte. v. B. * * I. Katz, W a v e l e n g t h d e p e n d e n c e of t h e t h e E a r t h a n d t h e M o o n . Vgl. Ref. 7134.

radar

reflectivity

of

83122. H. C. King, T h e W o r l d of t h e M o o n . London, Barrie and Rockliff; New York, T. Y. Crowell Company, 1966. 14 + 125 S. Preis 21 s. bzw. $ 3.95. — B. in J B A A 76 291—292, Obs 86 214, S k y T e l . 32 157, 33 106—107,242, Spaceflight 8 408. 83123. J . L. Kokurin, W. W. Kurbassow, W. F. Lobanow, W. M. Moshsherin, A. N. Suchanowskij, N. S. Tschernych, D i e M e s s u n g d e r M o n d e n t f e r n u n g m i t t e l s o p t i s c h e r L o k a t i o n . Briefe an die Redaktion des J . Experim. Theoret. Phys. 3 219—223 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1966 8.51.171: Verf. beschreiben die Apparatur und die Ergebnisse eines Experiments zur Entfernungsbestimmung des Mondes vom 19. Okt. 1965. Ein optischer Quantengenerator (X 6943) mit einem Photovervielfacher auf der Empfängerseite wurde im Coude-Fokus des 2.6 m-Teleskops angebracht. Die Divergenz des Bündels an der Öffnung beträgt 3 ' . Das Verteilungszentrum des erhaltenen Signals liegt im Bereich von 15—20 ß sec. Der Fehler in der Bestimmung der Ausbreitungszeit des Signals beträgt ss 1.3//sec, das entspricht einem Fehler in der Entfernungsmessung von ¡=» 200 m. Ra. 83124. J . L. Kokurin, W. W. Kurbassow, W. F. Lobanow, W. M. Moshsherin, A. N. Suchanowskij, 5 . S. Tschernych, Z u r M e s s u n g d e r F i g u r - u n d B a h n p a r a m e t e r des Mondes durch B e o b a c h t u n g von Laser-Reflexen. Kosm. Forsch. 4 414—426 (russ.). — Bei einer Diskussion der energetischen Voraussetzungen und des Auflösungsvermögens bei der Anwendung von Rubinlasern zur Bestimmung der Entfernung des Mondes zeigte sich, daß die untere Grenze der Auflösung wegen der Streuung des Lichtbündels in der Erdatmosphäre zu groß ist, um die Entfernung E r d e - M o n d astronomisch genau genug zu bestimmen. Diese Schwierigkeit kann durch die Aufstellung eines speziellen Lichtreflektors auf dem Mond weitgehend beseitigt werden. Eine mathematische Untersuchung des Problems ergab, daß die Entfernung A0 des Mondes, der Mondradius r sowie die Parallaxe ti0 auf diesem Wege mit einer Genauigkeit bestimmt werden können, die etwas größer ist als die gegenwärtig mit anderen Methoden erreichbare. Gü-Li

462

I X . Planeten. Monde

66, 1966

83125. Z. Kopal, A n I n t r o d u c t i o n t o t h e S t u d y of t h e M o o n . Dordrecht, D. Reidel Publishing Company, 1966. 12 + 464 S. Preis hfl 72.00. — B. in A J U d S S R 44 908—909, A n n d'Astrophys 30 360, B S A F 81 221—222, H e D 65 88, Mem SA I t (NS) 38 4 4 9 - ^ 5 0 , Obs 87 176, Planet. Space Sei. 15 951—952, Science 156 784—785, Sky Tel. 33 242, 34 99—100, Spaceflight 9 146. 83126. Z. Kopal, L u n a r f l a r e s . A S P Leaflet Nr. 450, 8 S. 83127. Z. Kopal, W. A. Roberts, L u n a r r e s e a r c h o n t h e M o o n . A s t r o n a u t . Acta (NS) 12 416—424. — Verf. geben einen Überblick über unser gegenwärtiges Wissen bezüglich der Zusammensetzung u n d inneren S t r u k t u r des Mondes u n d über die Eigenschaften seiner Oberfläche, letzteres u n t e r dem Aspekt einer bem a n n t e n L a n d u n g u n d der E r r i c h t u n g einer Beobachtungsstation auf d e m Mond. Gü-Li 83128. Z. Kopal, T h e n a t u r e of s e c o n d a r y c r a t e r s p h o t o g r a p h e d b y R a n g e r V I I . Icarus 5 201—213 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 139. — Die N a h a u f n a h m e n d u r c h R a n g e r 7 im Mare Cognitum zeigen kraterförmige Vertiefungen von 10 bis 100 m Durchmesser, die in Gruppen von großer H ä u f u n g a u f t r e t e n u n d v o n G. P. Kuiper, W. K . H a r t m a n n u n d E . M. Shoemaker als sekundäre K r a t e r bezeichnet wurden, weil sie nach Meinung der G e n a n n t e n durch Aufschlag von Massen entstanden, die beim Einsturz eines großen Meteoriten (hier beim K r a t e r Tycho) abgesprengt wurden. Verf. entwickelt eine ballistische Theorie zur Beschreibung der A u s w u r f b a h n e n u n d wendet diese q u a n t i t a t i v auf die im Mare Cognitum beobachteten sekundären K r a t e r an. E s ergaben sich Auswurfgeschwindigkeiten zwischen 1.12 u n d 2.38 km/sec u n d Auswurfvolumina zwischen 5 u n d 9 X 10 3 k m 3 . Verf. ist der Ansicht, daß ein erheblicher Teil dieser K r a t e r d u r c h Mondbeben, die beim Aufsturz eines großen Meteoriten ausgelöst wurden, entstanden ist. Gü-Li 83129. Z. Kopal, O n t h e p o s s i b l e o r i g i n of t h e l u n a r m a r i a . N a t u r e 210 188 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 141. — Die Photographien der Mondrückseite d u r c h Lunik 3 u n d Zond 6 zeigen, d a ß fast alle Mare auf der erdseitigen Mondhalbkugel konzentriert sind. Auf dieser Asymmetrie b a u t Verf. eine Theorie der Mare-Entstehung auf. Nach H . Gerstenkorn (vgl. A J B 55 Ref. 4212) u n d G. J . F. MacDonald (vgl. A J B 64 Ref. 7130) b e f a n d sich der Mond vor etwa 1.8 X 109 J a h r e n im geringsten E r d a b s t a n d von 2.8 Erdradien, also innerhalb der Zone beginnender mechanischer Zerstörung durch die W i r k u n g der diflerentiellen Schwerkraft der Erde. Durch Aufbrechen der d ü n n e n festen Mondkruste auf der Vorderseite haben sich Lavaseen gebildet, die später zu den heutigen Mare-Gebieten e r s t a r r t sind. Die Rückseite blieb von diesem Vorgang Gü-Li weitgehend u n b e r ü h r t . 83130. Z. Kopal, A p o s s i b l e c a u s e of u n e q u a l d i s t r i b u t i o n of m a r i a o n t h e l u n a r g l o b e . P u b l A S P 78 444—445. — Ref. A S P . 83131. Z. Kopal, L u m i n e s z e n z 83132. J . Kovalevsky, —357.

Surveyor

an der Mondoberfläche. photographie

la

Lüne.

the

S u W 5 56—61. B S A F 80 353

83133. H. W. Kraner, G. L. Schroeder, G. Davidson, J. W. Carpenter, Radioa c t i v i t y of t h e l u n a r s u r f a c e . Science 152 1235—1236. — U n t e r der Annahme, daß sich in der obersten Schicht der Mondoberfläche ähnlich große Mengen von U 2 3 8 u n d Th 2 3 2 wie in der Erdoberfläche befinden, diskutieren Verf. die Existenz einer Atmosphäre aus R a d o n (Rn, Rn 2 2 2 ) u n d Thoron (Tn, Rn 2 2 0 ), die als Edelgase beim radioaktiven Zerfall von U 2 3 8 u n d Th 2 3 2 aus d e m Mondboden entweichen u n d eine Atmosphäre von etwa 10 k m H ö h e bilden w ü r d e n . Die Möglichkeiten zum Nachweis werden untersucht. Gü-Li

66, 1966

83. Mond

463

83134. A. Kranje, A. Tonni, C a l c o l o d e l l e p o s i z i o n i l u n a r i d a l 1 9 5 7 al 1995. Mem SA I t (NS) 37 129—182. — Mit Hilfe der Theorie von Brown werden die Örter des Mondes von 1957 bis 1995 berechnet. Die Ergebnisse stehen auf Magnetband im 3 Stunden-Intervall zur Verfügung. Bs werden drei Programme angegeben. Das erste ist von höchster Genauigkeit, das zweite und dritte sind wesentlich einfacher und für kleine elektronische Maschinen geeignet. Sie geben eine Genauigkeit von einigen Bogensekunden bzw. Bogenminuten. Verf. 83135. E. Kruspän, L u n i k 9 a u f d e m M o n d e . Orion Schaffhausen 11 86—87. 83136. G. P. Kuiper, I n t e r p r e t a t i o n of R a n g e r V I I r e c o r d s . Commun. Lunar Planet. Lab. 4 1—70. — Dieser Versuch einer Interpretation der Photos von Banger 7 umfaßt ein Gebiet der Mondoberfläche im Mare Cognitum von 10000 km 2 Fläche (1/1000 der sichtbaren Hemisphäre). Die Sonne hatte zur Zeit der Aufnahmen eine Horizonthöhe von 23°. Die Auflösung der besten Photos ist Ofl. Zunächst wird die Grobstruktur der Mare im allgemeinen und des Mare Cognitum im besonderen untersucht. Letzteres erweist sich als ein älteres Impaktmeer. Nach einer Studie über die Feinstruktur der Mareböden aus erdgebundenen Farbenmessungen erfolgt eine Untersuchung der Feinstruktur im Mare Cognitum, wobei die Nichtexistenz einer zusammenhängenden dicken Staubschicht bewiesen wird. Schließlich wird die Morphologie im Mare Cognitum untersucht. Dabei ergeben sich ein lineares Struktursystem mit drei Hauptrichtungen und eine neue Art von Kleinkratern (dimple craters = Grübchenkrater) zwischen 60 und 300 m Durchmesser, die ohne Kraterwälle sind und deren Vertikalquerschnitt einer inversen Gauß-Kurve gleicht. Es folgen Untersuchungen über die AnzahlDurchmesserfunktion der Krater, über die Richtung von Kraterketten, linearen Depressionen und Falten sowie über deren Azimutverteilung. Gü-Li 83137. G. P. Kuiper, R . G . S t r o m , R. S. Le Poole, E. A. Whitaker, R u s s i a n L u n a I X p i c t u r e s : P r o v i s i o n a l a n a l y s i s . Science 151 1561—1563. — Der von Luna 9 aus photographierte Ausschnitt der Mondoberfläche zeigt, daß diese von Löchern, Einsenkungen und Kraterchen durchbrochen ist, und daß auf ihr verstreut Steine, Steinchen und gelegentlich Geröll vorkommen. Eine Staubschicht ist nicht vorhanden, insbesondere ist auch kein Staub bei der Landung von Luna 9 aufgewirbelt worden. Loh. 83138. D. L. Lamar, J . McGann, S h a p e a n d i n t e r n a l s t r u e t u r e of t h e M o o n . Icarus 5 10—23. — Während die maximalen Höhenunterschiede der Mondoberfläche bis zu 10 km betragen, liegt die durchschnittliche Niveaudifferenz zwischen den Kontinenten und den Maren bei 3 km. Die aus der Mondbewegung abgeleitete Lage der Hauptträgheitsachsen verlangt eine Massenkonzentration in den äquatorialen Gegenden und um die gegen die Erde gerichtete Achse. Wenn man diese auf die Verteilung von Kontinenten und Maren, wie sie nunmehr auch für die Mondrückseite ausreichend bekannt ist, zurückführen will, so ist das unter der Annahme einer kugelsymmetrischen Dichtefunktion nicht möglich. Es muß daher im Mondinnern Dichteschwankungen geben, die von der Oberflächenstruktur unabhängig sind. Die Durchrechnung zeigt, daß dabei sowohl ein starres Modell mit eingestreuten Konglomeraten als auch ein Modell mit isostatischem Gleichgewicht und thermischer Konvektion mit den Beobachtungsresultaten vereinbar ist. T. L. 83139. W. J . Leatherbarrow, A s u r v e y of d a r k l u n a r r a d i a l bands. J B A A 77 33—38. — Eine von K . W. Abineri und A. P . Lenham (vgl. A J B 55 Ref. 7377) gegebene Klassifikation der Mondkrater, in denen dunkle Bänder, zumeist in radialer Anordnung, auftreten, wird diskutiert und erweitert. E s werden 6 Klassen von Dunkelbandkratern unterschieden. Zusammenhänge der Bandtypen mit topographischen Eigenschaften der Krater werden aufgezeigt. Gü-Li

464

I X . Planeten. Monde

66, 1966

83140. G. A. Lejkin, Ü b e r d a s A l t e r d e s M o n d r e l i e f s v o n « L u n a 9». AC Nr. 378 S. 1—2 (russ.). 83141. G. A. Lejkin, D e r M o n d v o m S t a n d p u n k t a u s g e s e h e n . E u W 2 Nr. 2 S. 36—43 (russ.).

am

des

Landeplatz

Kosmonauten

83142. P. Leonardi, O s s e r v a z i o n i g e o m o r f o l o g i c h e s u i c r a t e r i l u n a r i e m a r z i a n i . Lincei Rend. Sei. fis. mat. nat. (8) 40 763—769. — Eine eingehende Prüfung der durch Ranger 7—9, Luna 9 und Zond 3 gewonnenen Mondaufnahmen liefert gute Argumente für einen vulkanischen Ursprung der großen und mittleren Krater, die vorwiegend auf den «Kontinenten» liegen. Andererseits scheinen die über die gesamte Mondoberfläche verstreuten kleinen K r a t e r einschließlich der «Meere» durch Aufsturz von Meteoriten entstanden zu sein. Analoge morphologische Eigenschaften können aus den Aufnahmen von Mariner 4 über die Oberfläche von Mars abgeleitet werden. Die Marskrater scheinen analogen Ursprung zu besitzen. Auf eine bemerkenswerte Ähnlichkeit einer Gruppe von Kratern mit einem Eruptionszentrum in den Albaner Bergen in der Nähe Roms wird besonders hingewiesen. Henn 83143. H. H. Lettau, D u s t o n t h e M o o n ' s s u r f a c e ? J G R 71 5469—5470. — L. D. Jaffe (vgl. Ref. 83111) h a t t e aus Ranger 7-Aufnahmen geschlossen, daß der Mondboden von Mare Cognitum mit einer 5 m dicken Schicht aus Staub oder körnigem Material bedeckt sein könnte. Verf. nimmt kritisch dazu Stellung und führt eine Reihe von Argumenten an, die dagegen sprechen. Henn 83144. B. J. Lewin, T h e s t r u e t u r e of t h e M o o n . A J UdSSR 43 606—621 (russ. mit engl. Ref.). — Die Arbeit behandelt die Entstehung des Mondes und die Gezeitenentwicklung des Systems Erde—Mond, die Geschichte der Oberflächenbombardierung und die thermische Geschichte des Mondinneren, die Mondfigur, die Dichteverteilung und die Zusammensetzung sowie die Geschichte der Atmosphäre des Mondes. Verf. (ü.) 83145. B. J . Lewin, I n f r a r o t m e s s u n g e n o b e r f l ä c h e . E u W 2 Nr. 3 S. 18 (russ.).

der

Temperatur

der

Mond-

83146. J . L. Linsky, M o d e l s of t h e l u n a r s u r f a c e i n c l u d i n g t e m p e rature-dependent thermal properties. A J 71 168—169 (Ref. AAS); Icarus 5 606—634 = H a r v Repr Nr. 737. — Verf. unternimmt den Versuch, die gemessenen Helligkeiten der Mondoberfläche im Infraroten und im Radiofrequenzbereich durch 8 Modelle darzustellen, in denen vor allem die temperaturabhängigen Oberflächenparameter in ihren wahrscheinlichen Grenzen variiert werden. Die Existenz von Strahlungstransport innerhalb einiger Dezimeter unter der Oberfläche wird vorausgesetzt. Zwei der Modelle, deren Parameter genannt sind, ergeben eine befriedigende Darstellung des Verlaufes der Radiostrahlungstemperatur bei 1.2 mm, die bei den totalen Finsternissen 1963 Dez. 30 und 1964 Dez. 19 gemessen wurden. Gü-Li 83147. J . N. Lipskij, T h e n a m e s f o r t h e f o r m a t i o n s o n t h e r e v e r s e s i d e of t h e M o o n . A J UdSSR 43 1111—1118 (russ. mit engl. Ref.). — E s wird eine Liste mit den Bezeichnungen der Formationen veröffentlicht, die mit «Zond 3» auf der Rückseite des Mondes erkannt wurden. Koordinaten und Durchmesser dieser Gebilde werden gegeben. Darüber hinaus werden biographische Angaben über Wissenschaftler gemacht, zu deren Ehren die Namen gegeben wurden. Eine K a r t e ist beigefügt. Verf. (ü., gek.) 83148. J. N. Lipskij, A. A. Gurstein, D a s k o s m i s c h e Z e i t a l t e r : f o r s c h u n g d e s M o n d e s . Priroda 55 Nr. 6 S. 6—18 (russ.). 83149. J . N. Lipskij, W h a t 32 257—260.

Luna 9 told

us

about

the

Moon.

Die

Er-

Sky Tel.

66, 1966

83. Mond

465

83150. M. J. D. Low, I. Coleman, M e a s u r e m e n t of t h e s p e c t r a l e m i s s i o n of i n f r a r e d r a d i a t i o n of m i n e r a l s a n d r o c k s u s i n g m u l t i p l e - s c a n i n t e r f e r o m e t r y . Applied Optics 5 1453—1455. — Mit dem Ziel einer späteren Verwendung zu Untersuchungen der Oberflächen von Mond und Planeten wurden Messungen im infraroten Spektralbereich von 5 ¡x bis 40 ß an irdischem Gestein bei niedrigen Temperaturen ausgeführt. Henn 83151. B. A. Lyttleton, T h e e f f e c t o n t h e l u n a r o r b i t of m e t e o r i t i c a c c r e t i o n . Icarus 5 162—164. — Nach Ansicht von J . J . Gilvarry (vgl. A J B 64 Ref. 8357) h a t sich die Entfernung zwischen Erde und Mond im Gegensatz zur Theorie von R . A. Lyttleton (vgl. A J B 62 Ref. 8352) durch den Aufsturz von Meteoriten auf den Mond vergrößert, weil erhebliche Teile der aufschlagenden Meteoritenmaterie und zusätzlich Mondmaterie die Entweichgeschwindigkeit (2.38 km/sec) erreichten und den Mond verließen. Verf. zeigt, daß dieser Schluß Gilvarrys nicht zutrifft, weil die den Mond verlassenden Gesteinsmassen dasselbe Drehmoment pro Masseneinheit wie der Mond haben und dieses beim Entweichen mit sich fortführen. Daraus folgt eine Verringerung der Entfernung Erde—Mond. Gü-Li * * T. L. MacDonald, M a r s a n d t h e M o o n . 83152. E. Madlow, B e m e r k u n g e n VdS Nachr. 15 38—39.

zur

* * S. W. Majewa, E i n i g e R e c h n u n g e n v o n M a r s u n d M o n d . Vgl. Ref. 8446.

Vgl. Ref. 8445.

«staubfreien» zur

Mondoberfläche.

thermischen

Geschichte

83153. A. H. Marcus, A s t o c h a s t i c m o d e l of t h e f o r m a t i o n a n d s u r v i v a l of l u n a r c r a t e r s . I I . A p p r o x i m a t e d i s t r i b u t i o n of d i a m e t e r of a l l o b s e r v a b l e c r a t e r s . Icarus 5 165—177. — I n einer ersten Arbeit (vgl. A J B 64 Ref. 83125) hatte Verf. ein Modell zur Bestimmung der Kraterdichte pro Einheitsfläche für reine, das heißt, durch Überdeckung von anderen (jüngeren) Kratern ungestörte Rundformationen entwickelt. Hier wird das Modell auf alle Krater erweitert und liefert eine Näherungslösung zur Berechnung der zu erwartenden Kraterdichte aller Krater als Funktion ihres Durchmessers und der Zeit. Das Modell wird auf eine Hochlandschaft südlich von Ptolemäus angewandt, f ü r die A. Palm und R . G. Strom (vgl. A J B 63 Ref. 83141) eine Kraterzählung durchgeführt haben. Das Modell stellt die Beobachtungen befriedigend dar. Gü-Li 83154. A.H.Marcus, A s t o c h a s t i c m o d e l of t h e f o r m a t i o n a n d s u r v i v a l of l u n a r c r a t e r s . I I I . P i l l i n g a n d d i s a p p e a r a n c e of c r a t e r s . Icarus 5 178—189. — I n Fortsetzung zweier früherer Untersuchungen (vgl. A J B 64 Ref. 83125 und vorangehendes Ref.) werden in die Theorie über die Kraterbildung und ihre Lebenszeit die Vorgänge des Auffüllens von Kratern durch Lava oder Staub einbezogen. Es wird eine neue Funktion für die Verteilung der Krater nach Durchmesser und Alter aufgestellt und im Lichte der MeteoritImpakt-Theorie betrachtet. Die Auffüllungsrate in den Mondkontinenten entspricht der I m p a k t r a t e der Meteorite. I n den Maregebieten ist die Kraterauffüllung jedoch 50- bis 100 mal größer, als die Theorie erwarten läßt. Gü-Li 83155. A. H. Marcus, A s t o c h a s t i c m o d e l of t h e f o r m a t i o n a n d s u r v i v a l of l u n a r c r a t e r s . I V . O n t h e n o n r a n d o m n e s s of c r a t e r c e n t e r s . Icarus 5 190—200. — I m Zusammenhang mit früheren Untersuchungen (vgl. die beiden vorangehend zitierten Arbeiten) zeigt Verf., daß die beobachtete Kraterverteilung keine Poisson-Verteilung ist, auch wenn die Mittelpunkte aller Krater verschiedener Durchmesser in einem begrenzten Gebiet zufällig verteilt sind, wie es die Meteorit-Impakt-Theorie fordert. I n Gebieten mit einem großen jungen K r a t e r wird ein Defizit an kleinen älteren Kratern sein, da ein Teil von Astronom. Jahresbericht 1966

30

466

I X . Planeten. Monde

66, 1966

diesen bei der Entstehung des großen Kraters zugedeckt worden ist. Die wahre Kraterverteilung wird als eine Mischung von Poisson-Verteilungen angesehen und sowohl durch theoretische Überlegungen als auch durch Interpretation von Auszählungsergebnissen dargelegt. Gü-Li 83156. A. H. Marcus, A s t o c h a s t i c m o d e l of t h e f o r m a t i o n a n d s u r v i v a l of l u n a r c r a t e r s . V. A p p r o x i m a t e d i a m e t e r d i s t r i b u t i o n of p r i m a r y a n d s e c o n d a r y c r a t e r s . Icarus 5 590—605. — Die beobachtete kumulative Zahl der Mondkrater in Abhängigkeit vom Durchmesser wird durch stochastische Modelle darzustellen versucht, bei deren Berechnung primäre und sekundäre Krater sowie die Effekte des Kraterabbaues (z. B. durch Erosion) und der Auffüllung berücksichtigt werden. Die Gültigkeit der MeteoritenimpaktTheorie wird vorausgesetzt. Speziell für die Kraterzählungen aus den Aufnahmen von Ranger 7 (Mare Cognitum) findet Verf. ein Modell, das die Beobachtungen bis auf die Kleinkrater unterhalb 10 - 1 k m Durchmesser gut darstellt. Die Anzahl der Kleinkrater ist 15mal größer als erwartet. Dies weist auf eine hohe Produktionsrate von sekundären Kratern hin. Vgl. hierzu die in A J B 64 Ref. 83125 sowie A J B 66 Ref. 83153, 83154 und 83155 zitierten Arbeiten des Verf. Gü-Li 83157. A. H. Marcus, C o m m e n t s o n « 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 134 269—274. — Die Ergebnisse der Untersuchungen von G. Fielder (vgl. A J B 65 Ref. 8380) über die Durchmesserfrequenz, die Verteilung der Zentren und die Dichteverteilung der Mondkrater werden im Lichte der vom Verf. entwickelten Modellvorstellungen (vgl. Ref. 83153, 83154, 83155) betrachtet: 1.) Die Poisson-Verteilung gibt eine sehr mangelhafte Darstellung der Verteilung der Kraterzentren f ü r K r a t e r < 40 km Durchmesser. 2.) Ein Überschuß in der Dichte der kleinen Krater auf der westlichen Mondhälfte findet keine theoretische Erklärung. 3.) Die empirische Verteilung ergibt weder f ü r die Impakt- noch für die Vulkantheorie als Ursachen der Kraterbildung einen Vorrang. Gü-Li 83158. A.W.Markow, T h e r e l a t i v e d e p t h s of M o o n ' s a n n u l a r m o u n t a i n s a n d c r a t e r s i n t h e «Sea of C l o u d s » . DAN 167 63—64 (russ.). — Verf. kommt zu dem Schluß, daß durch die Möglichkeit, die von Ranger 7 gemachten Aufnahmen für seine Untersuchung zu verwenden, für Mondkrater mit einem Durchmesser von 8 m bis 67 km bestätigt wurde, daß die Baldwinsche Formel (vgl. A J B 49 Ref. 7303) die Abhängigkeit zwischen Durchmesser und Tiefe der Krater hinreichend darstellt. Abweichungen von dieser Formel werden bei sehr großen Ringgebirgen und solchen K r a t e r n gefunden, bei denen möglicherweise nach ihrer Bildung der Boden durch von innen heraustretende Lava aufgefüllt wurde. Ra. 83159. M. N. Markow, W. I . Chochlowa, Strahlungseigenschaften der M o n d o b e r f l ä c h 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 . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 16—43, 1965 (russ.). — Aus Messungen der infraroten Strahlung des Mondes während der Finsternis und der Lunation im Juli 1963 wurde der Reflexionskoeffizient der Mondoberfläche bei 3.5 fi bestimmt. E r ist um das 4- bis 5fache größer als im sichtbaren Spektralbereich und beträgt 15 bis 1 8 % . Eine ungleichmäßige Aufheizung der Mondoberfläche am östlichen und westlichen R a n d zu Beginn der Phase des Halbschattens nach dem Ende der vollen Phase der Finsternis wurde entdeckt. Einer der Gründe für diesen Effekt können die unterschiedlichen Temperaturgradienten in der Oberflächenschicht des Mondes am östlichen und westlichen R a n d nach dem Ende der Schattenphase einer Mondfinsternis sein. Die Verteilung des thermischen Stroms auf der Mondscheibe wurde aus Messungen unmittelbar nach der Finsternis abgeleitet. Die Variationen des thermischen Stroms für verschiedene Oberflächenabschnitte

«6, 1966

83. Mond

467

hängen nicht nur mit der unterschiedlichen Temperatur dieser Abschnitte zusammen, sondern auch mit der unterschiedlichen Strahlungsfähigkeit. Verf. (ü., gek.) 83160. A. Marks, P o d o b n y d o K s i ç z y c a ? Urania Krakôw 37 73—76. 83161. A.Marks, P i e r w s z e w y n i k i b a d a r i w y k o n a n y c h p r z e z L u n ç —9. Urania Krakôw 37 132—139. 83162. A.Marks, P i e r w s z e w y n i k i Urania Krakôw 37 242—247.

badan

83163. A. Marks, L u m i n e s c e n c j a K s i ç z y c a .

Luny-10

i

Surveyora-1.

Wszechéwiat 1966 S. 210—212.

83164. J . J . Martin, S c a t t e r i n g f r o m t h e M o o n a n d o t h e r r o u g h s u r f a c e s . J G R 71 2687—2688. — Die Gesamtenergie der Radarrückstrahlung vom Mond zur Erde setzt sich aus je einem Anteil gespiegelter und gestreuter Reflexion zusammen. Die Größe beider Anteile ist vom Einfallswinkel der Einstrahlung abhängig. Beide Anteile unterscheiden sich hinsichtlich ihres Frequenzspektrums. Gü-Li 83165. W. H. Michael jr., R. H. Toison, J. P. Gapcynski, L u n a r Orbiter : T r a c k i n g d a t a i n d i c a t e p r o p e r t i e s of M o o n ' s g r a v i t a t i o n a l f i e l d . Science 153 1102—1103. — Aus einer Analyse der aus Doppler-Verschiebungen erhaltenen Bahnveränderungen von Lunar Orbiter 1 (1966—73A) während der ersten Tage seiner Umlaufsbewegung geht hervor, daß die zonale Harmonische 3. Ordnung im lunaren Gravitationspotential etwa 40 mal größer ist als die der Erde. Dies bedeutet, daß der sphärischen Figur des Mondes eine birnenförmige Gestalt überlagert ist, die symmetrisch zur Polachse ist und mit dem «Stiel» nach dem Nordpol weist. Die Lebensdauer von Lunar Orbiter 1 wird auf 8 Monate geschätzt. Gü-Li 83166. I. Michelson, R e d u c e d moment difference related Ref. AAS.

lunar equatorial principal inertia t o i n c l i n a t i o n a n g l e s . A J 71 171. —

83167. I. Michelson, A u g m e n t e d l u n a r t i d e h e i g h t s i n b a r y c e n t r i c m o t i o n . MN 133 17—20. — Bei der theoretischen Berechnung der gezeitenerzeugenden K r ä f t e sollte man sich auf das Baryzentrum Erde—Mond beziehen. Damit vergrößert sich der Zahlenfaktor, der sonst das Verhältnis der Mondgegen die Sonnentiden beschreibt. M. Nahas h a t die auf Laplace zurückgehende Vereinfachung zuerst in seiner «La Théorie des Marées» (Paris, 1954) kritisiert. Frlb. 83168. B. M. Middlehurst, T r a n s i e n t l u n a r e v e n t s : P o s s i b l e Nature 209 602. — Ref. in J . Astr. Soc. Victoria 19 39.

causes.

83169. B. M. Middlehurst, T r a n s i e n t c h a n g e s o n t h e M o o n . Obs 86 239—242. — Nach einer Sammlung des Verf. wurden seit 1540 etwa 200 anomale Aufhellungen oder Farbenänderungen mehr oder weniger großer Teile der Mondoberfläche beobachtet, sowohl auf der hellen als auch auf der unbeleuchteten Seite. Eine Statistik zeigt folgendes: Die Zahl der Erscheinungen nimmt mit zunehmender Sonnenfleckenrelativzahl ab. Sie zeigt je ein Maximum im Perigäum und im Apogäum der Mondbahn. Die Mehrzahl der Erscheinungen t r a t an den Marerändern und im Gebiet der großen Strahlenkrater auf. Vieles deutet darauf hin, daß die Mondkruste ähnlich wie die Erdkruste vulkanisch aktiv ist. Gü-Li 83170. H. Miles, P.Moore, T h e l a n d i n g o n t h e M o o n of L u n a 9. J B A A 76 199—203. •— Verf. beschreiben die Landung des ersten sowjetischen Mondlandefahrzeuges Luna 9, die 1966 Febr. 3, 18h45"?5 GMT stattfand, und schildern 30«

I X . Planeten. Monde

468

66, 1966

die erfolglosen Vorversuche, die Luna 9 vorausgingen. Drei Teilbilder einer der ersten Panoramaaufnahmen sind abgebildet und werden erklärt. Gü-Li 83171. F.Miller jr., K e p l e r ' s t h i r d l a w a n d t h e m a s s of t h e American J . Phys. 34 53—57. — Kef. in Phys. Abstr. 69 856.

Moon.

83172. M. M. Mironowa, S p e k t r a l e Merkmale einiger Gebiete der M o n d o b e r f l ä c h e . Bote Univ. Kiew Nr. 7 (Astr.) S. 45—50 (ukrain. mit russ. Ref.). — Mit dem Spektrographen des 70 cm-Reflektors von Golossejewo hat Verf. (photometrisch an a Lyrae angeschlossene) Spektren von 15 kleineren Gebieten der Mondoberfläche aufgenommen und daraus die Farbhelligkeiten m(A) zwischen 4150 und 6590 Ä oder in kleineren Intervallen bestimmt. Dem monotonen Verlauf von m(A) überlagern sich gelegentlich Einsenkungen, die für einen spektralphotometrischen Vergleich mit irdischen Gesteinen von besonderer Bedeutung sein dürften. Loh. 83173. S. Miyamoto, M a r i a s u r f a c e of t h e M o o n . International Lunar Soc. 2 132—136. — Aus der Analyse der Ranger 7-Photos ergibt sich der ultrabasische Charakter der Marelava. Weiter wird abgeleitet, daß zur Zeit der Krustenbildung magmatische Differentiation einsetzte, die zur Scheidung von Maren und Ländern führte. v. B. 83174. P.Moore, O u t l i n e M a p of t h e M o o n . Tunbridge, Wells, Beech House, 1966. Preis 8 s. 6 d. — B. in J B A A 77 69. 83175. P.Moore, I n t e r l o c k i n g Armagh Obs. Leaflet Nr. 71.

lunar

83176. P.Moore, L u n a r

photographs.

83177. P.Moore, J B A A 76 327.

lunar

The

crater

craters.

Kent,

J B A A 76 256—257

=

J B A A 76 279—280. diameter-depth

relationship.

83178. P. Moore, O r i g i n of t h e l u n a r m a r i a . Nature 210 1347. — Die gleichzeitige Entstehung der Mare durch Krustenaufbruch während der größten Annäherung von Erde und Mond, wie sie in einer von Z. Kopal (vgl. Ref. 83129) vorgeschlagenen Theorie konzipiert wird, und die demnach von der Kraterentstehung getrennt vor sich ging, ist nach Ansicht des Verf. nicht mit den Beobachtungen, insbesondere nicht mit der Kraterverteilung, vereinbar. Gü-Li 83179. J . M. Moran jr., D. H. Staelin, O b s e r v a t i o n s 1 - c m w a v e l e n g t h . A J 71 865. — Ref. AAS.

of

the

Moon

near

83180. J.M. Moran jr., A.H.Barrett, D.H.Staelin, O b s e r v a t i o n s of t h e M o o n . MIT Res. Lab. Electronics Quarterly Progr. Rep. Nr. 81 S. 21—26. R. O. 83181. B. L. Morrison, P h a s e s of t h e M o o n 1 8 0 0 — 1 9 5 9 . U.S. Naval Obs. Circ. Nr. 112, 42 S. — Ref. in Sky Tel. 32 203. 83182. A. K. Muchamedshanow, K. P. Stanjukowitsch, Z u r T h e o r i e d e r M o n d k r a t e r . Kosm. Forsch. 4 408—413 (russ.). — Verf. untersuchen einige Besonderheiten des Materiezerfalls beim Aufschlag eines Meteoriten auf die Mondoberfläche. Beim Fall eines erstmals «explodierten» Mediums auf die Oberfläche ist an der Aufschlagstelle ein anschließender Materieauswurf möglich. Eine derartige «Explosionsdiffusion» hat, wie festgestellt wird, einen abklingenden Charakter. Der untersuchte Effekt wird zur Erklärung der Struktur der Mondkrater herangezogen, die konzentrisch gelegene Wälle haben. Verf. (ü.) 83183. T. N. Nasarowa, A. K. Rybakow, G. D. Komissarow, P r e l i m i n a r y s u l t s of t h e i n v e s t i g a t i o n of s o l i d i n t e r p l a n e t a r y m a t t e r i n

rethe

66, 1966

469

83. Mond

n e i g h b o u r h o o d of t h e M o o n . DAN 170 578—579 (russ.). — Die zirkumlunare Meßstation Luna 10 war mit piezoelektrischen Sensoren f ü r Mikrometeorite > 7 x 10 - 8 g bei 15 km/sec ausgerüstet, deren empfindliche Oberfläche 1.2 m 2 betrug. I n der Zeit vom 3. April bis 12. Mai 1966 wurden während l l h 5 0 m 198 Aufschläge registriert. Das entspricht 4 x 1 0 - 3 m - 2 sec - 1 und liegt um zwei Größenordnungen über dem Mittelwert für den interplanetaren Raum. Die Aufschläge wurden in Höhen von 355—1055 km über der Mondoberfläche festgestellt, und sie traten vorzugsweise in Schwärmen von 100—900 km Ausdehnung auf. Es wird vermutet, daß die beobachteten Teilchen infolge größerer MeteoritentrefFer vom Mond ausgeschleudert sind. I n diesem Fall wäre mit Geschwindigkeiten von 1—3 km/sec und einer Grenzmasse von 10 - 6 g zu rechnen. Hierdurch würde sich die Dichte staubförmiger Materie in unmittelbarer Mondumgebung gegenüber dem interplanetaren R a u m sogar um 4 Größenordnungen erhöhen. Petri 83184. D. B. Nash, P r o t o n - e x c i t e d l u m i n e s c e n c e of s i l i c a t e s : E x p e r i m e n t a l r e s u l t s a n d l u n a r i m p l i c a t i o n s . J G R 71 2517—2534. — Unter Laboratoriumsbedingungen wurden 12 verschiedene silikathaltige Mineralien durch Beschuß mit Protonen zwischen 5 und 11 keV und bei verschiedener Beschußdauer zur Lumineszenz angeregt und die spektrale Energieverteilung des Lumineszenzleuchtens gemessen. Die Ergebnisse wurden mit den beobachteten lunaren Lumineszenzerscheinungen (vgl. A J B 63 Ref. 8335) verglichen. E s zeigte sich, daß die solare Protonenstrahlung zu schwach ist, um die beobachtete Lumineszenz auf dem Mond allein zu erklären. Gü-Li 83185. W. B. Nejman, M o d e l l E u W 2 Nr. 6 S. 36 (russ.).

eines

Abschnitts

der

Mondoberfläche.

83186. E . P . N e y , N. J. Woolf, R. J. Collins, M e c h a n i s m s f o r l u n a r l u m i n e s c e n c e . J G R 71 1787—1793. — Es wird gezeigt, daß die günstigsten Zeiten zur Beobachtung von Lumineszenzleuchten auf dem Mond während der Neumondphase (Rückseite) und während besonders dunkler Mondfinsternisse sind. Während des Mondtages ist Lumineszenz (maximal 17 % des Reflexlichtes) nur spektrographisch nachweisbar. Die Prozesse der Lumineszenzanregung werden betrachtet. Als Quelle des direkten Anregungsprozesses kommt nur die UVStrahlung der Sonne in Frage. Als indirekter Prozeß werden die Speicherung von Energie durch eingefangene Partikel des Sonnenwindes, solarer Protonen und der kosmischen Strahlung untersucht und hierzu einige quantitative Betrachtungen angestellt. Gü-Li 83187. P. Oetking, P h o t o m e t r i e s t u d i e s of d i f f u s e l y r e f l e c t i n g s u r f a c e s w i t h a p p l i c a t i o n s t o t h e b r i g h t n e s s of t h e M o o n . J G R 71 2505—2515, mit einer Bemerkung von B. H a p k e . — Von einer Anzahl Mineralmischungen (A1203, MgO etc.) verschiedener Korngrößen wird die Reflexionsfähigkeit unter verschiedenen Phasenwinkeln gemessen, um die photometrischen Eigenschaften der Mondoberfläche nachzuahmen. Allen untersuchten Proben ist der starke Anstieg der Reflektivität in der Nähe des Phasenwinkels Null gemeinsam. Den gleichen Anstieg zeigt auch die Helligkeit der Mondoberfläche bei Vollmond. Die erhaltenen Reflexionskurven werden mit der von J . van Diggelen (vgl. A J B 65 Ref. 8365) erhaltenen Phasenkurve der Mondrückstrahlung verglichen. Gü-Li * * J. A. O'Keefe, M u o n g Ref. 94178.

Nong

tektites

and

lunar

ash

f l o w s . Vgl.

83188. A. V. Okulitch, A s t u d y of s i x l u n a r c r a t e r s w i t h h i g h c e n t r a l p e a k s . J RAS Canada 60 119—127. — Nach einer unveröffentlichten Untersuchung von J . Young (1953) haben von 1000 Kratern größer als 16 km Durchmesser 21 % Zentralberge, die im allgemeinen wesentlich niedriger als die Krater-

470

I X . Planeten. Monde

66, 1966

ränder sind. Für die 6 Krater Doppelmayer, Gassendi, Taruntius, Cyrillus, Alphonsus und Theophilus stellt Verf. große Höhen der Zentralberge (bis zu 250 m über der Randhöhe) fest. Ihre Entstehung läßt sich weder durch Meteoritenimpakt noch durch elastische oder isostatische Nachwirkungen erklären. Nur vulkanische Eruptionen, die allerdings auch als Folgeerscheinungen eines Impaktes auftreten können, liefern genügend Magma, um Zentralberge dieser Höhe zu erzeugen. Gü-Li 83189. N. Orlowa, H e l l i g k e i t s k o n t r a s t e des Mare T r a n q u i l l i t a t i s d u r c h I n t e r f e r e n z f i l t e r . AC Nr. 384 S. 7—8 (russ.). 83190. 0.1. Ornatskaja, J . I. Alber, Zur t h e r m i s c h e n G e s c h i c h t e des Mondes. Hochschulnachr. Radiophys. 9 615—617 (russ.). — Ref. in R J UdSSR 1966 11.51.222. 83191. N. N. Petrowa, S p e c t r a l i n v e s t i g a t i o n s of the lunar s u r f a c e . A J UdSSR 43 162—171 (russ. mit engl. Ref.). — Das Spektrum von 11 Ausschnitten der Mondoberfläche wird mit den Spektren früher Sterne und der Sonne verglichen; der abgeleitete Reflexionskoeffizient ist annähernd linear und in Verlauf und Steigung mit quarzhaltigen terrestrischen Materialien vergleichbar. Zwei Emissionsmaxima bei 5305 und 6680 A werden dem Einfluß der solaren UV-Strahlung zugeschrieben. Ba. 83192. N. N. Petrowa, On the p o s s i b l e i n t e r p r e t a t i o n of some v a r i a b l e b a n d s of the l u n a r emission. Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 4 (180) S. 91—95 (russ. mit engl. Ref.). — Das Auftreten von Emissionen veränderlicher Intensität auf dem Mond läßt sich durch das Aufleuchten einiger vulkanischer Exhalationen erklären, die sich unter dem Einfluß der wärmenden Sonnenstrahlung sublimiert haben. Das Aufleuchten wird durch die UV-Strahlung der Sonne angeregt. Die Banden der auf dem Mond beobachteten Emission werden mit den Spektren einiger Halogenide verglichen. Verf. (ü.) 83193. D. W. Pjaskowskij, G e n ä h e r t e EuW 2 Nr. 5 S. 76—77 (russ.).

Bestimmung

der

Mondphasen.

83194. P. Prihoda, The i l l u m i n a t i o n of l u n a r f o r m a t i o n s a n d d e s c r i p t i v e g e o m e t r y . R H 47 47—54 (tschech.). 83195. J . P. Pskowskij, E. K. Strant, Ü b e r a b g e k ü r z t e N a m e n von Mondf o r m a t i o n e n . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 87—94, 1965 (russ.). — Analog zu den Abkürzungen von Sternbildern werden hier Vorschläge für Abkürzungen mit vier Buchstaben gemacht. Loh. 83196. T. W. Rackham, P h o t o g r a p h i c p h o t o m e t r y in the I m b r i u m / P r o c e l l a r u m region. Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 146, 196 S. — Mit dem 60 cm-Coude-Refraktor des Pic du Midi Obs. (f = 1822 cm, f/30) wurden durch ein Orange-Filter OY 2 (88 % Durchlässigkeit zwischen 6000 und 7500 A) und ein Rot-Filter Schott RG 2 (88 % Durchlässigkeit zwischen 6500 und 7500 A) 1964 Juli 24—28 Mondaufnahmen erhalten. Mit einem Askania-Iris-DiaphragmaPhotometer nach W. Becker wurden 205 Felder von je 0.0128 mm2 entsprechend 6.16 km 2 Fläche im Gebiet des Mare Imbrium und des Oceanus Procellarum photometriert. Helligkeiten und Farbenindizes sind mitgeteilt und werden diskutiert. Gü-Li 83197. W. L. Rae, L u n a r domes. J B A A 76 319—327. — Verf. definiert die «Mondkuppeln» als Aufwölbungen von geringer Höhe und maximalen Böschungswinkeln von 5° bis 7°, die am besten in der Nähe des Terminators zu sehen sind. Als mittlere Dimensionen einer Kuppel werden 700 m Höhe und 13.5 km Grundrißdurchmesser angegeben. Zahlreiche weitere Merkmale werden beschrieben. Die Entstehung der Kuppeln wird auf vulkanische Vorgänge zurückgeführt. Eine

66, 1966

83. Mond

471

Liste der bisher beobachteten Kuppeln befindet sich in der in A J B 65 Ref. 83129 zitierten Arbeit, die hier um weitere 17 Objekte ergänzt wird. Gü-Li 88198. J. J. Rennilson, E. C. Morris, H. E. Holt, I n s i t u m e a s u r e m e n t s of t h e p h o t o m e t r i c p r o p e r t i e s of a n a r e a o n t h e l u n a r s u r f a c e . JOSA 56 1454. — Ref. OSA. * * A. Ribera, J.M.Oliver, S t r a n g e s i m i l a r i t i e s b e t w e e n f r a m e 11 of t h e M a r i n e r I V p h o t o g r a p h s of M a r s a n d t h e l u n a r r e g i o n C l a v i u s . Vgl. Ref. 8459. 83199. C. L. Ricker, L u n a r t r a n s i e n t p h e n o m e n a : A . L . P . O . p a r t i c i p a t i o n i n r e c e n t N A S A a l e r t . Strolling Astr. 19 194—195. 83200. A. Righini jr., M. Rigutti, S o m e r e s u l t s of r e s e a r c h o n l u n a r l u m i n e s c e n c e . Icarus 5 258—265 = Oss. Astrofis. Arcetri Contr. Nr. 132. — Zur Beobachtung von Lumineszenz auf dem Mond wurden zwischen 1964 J a n . und 1965 Febr. 3500 Aufnahmen, teilweise im Roten und im Gelben, von 10 ausgewählten Gebieten bei den Kratern Copernicus, Kepler und Aristarchus erhalten und mit einem Iris-Mikrodensitometer durchmustert. Es konnten keinerlei Lumineszenzerscheinungen nachgewiesen werden. Auch die gründliche Auswertung der Aufnahmen, die nach vier Flares gemacht wurden, verlief negativ. Gü-Li 83201. G.L.Roberts, T h r e e - c o l o r p h o t o e l e c t r i c p h o t o m e t r y of t h e M o o n . Icarus 5 555—564 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 147. — Mit dieser Photometrie auf dem Pic du Midi war und ist beabsichtigt, Lumineszenzerscheinungen kleinerer Mondgebiete zu verfolgen. In dem eigens hierzu konstruierten Photometer wird das ankommende Lichtbündel in drei einzelne zerlegt, die nach Durchgang durch Interferenzfilter bei den drei Wellenlängen 5450 A, 6714Ä und 7889 A (gleichzeitig) gemessen werden. Erste Versuche am 30. 6. und 1. 7. 1964 ergaben keine kurzzeitigen Lumineszenzeffekte in Copernicus, Kepler, Aristarch und Sinus Iridum. Das lag vermutlich an mangelnder Sonnenaktivit ä t . Auch während der Finsternis vom 25. 6. 1964 war der Lumineszenzbefund negativ. Sonstige photometrische und kolorimetrische Erscheinungen im Verlauf dieser Finsternis werden diskutiert. Loh. 83202. W . A . R o b e r t s , L u n a r s u r f a c e c h a r a c t e r i s t i c s : A v i e w . Publ ASP 78 4 4 8 ^ 4 9 . — Ref. ASP.

contemporary

83203. L. B. Ronca, J . W. Salisbury, L u n a r h i s t o r y a s s u g g e s t e d b y t h e c i r c u l a r i t y i n d e x of l u n a r c r a t e r s . Icarus 5 130—138. — Verf. definieren einen Rundheitsindex q für Mondkrater, indem sie die wahre Kraterfläche A durch die Fläche des kleinsten umschriebenen Kreises (mit dem Durchmesser d m ) teilen: o = 4A/ji d m 2 . Es werden die Indizes q von 86 Kratern aus den ACIC Lunar Charts 39—41, 56—62, 74—80 und 93—94 ermittelt und in einer Tabelle zusammengestellt. Die Verteilung der Indizes zeigt zwei Maxima, eines f ü r nahezu runde Krater bei q = 0.8984, das andere für weniger runde Krater bei Q = 0.8097. Zwischen beiden Gruppen ist ein tiefes Minimum. Verf. nehmen an, daß die «unrunden» Krater in einer Phase der Mondgeschichte mit starken Oberflächenspannungen entstanden sind. Gü-Li 83204. B. Rydgren, P h o t o m e t r i e m e a s u r e m e n t s of t h e a s h - m o o n b y t h e u s e of a c o r o n a g r a p h . Ark Astr 4 131—135 = Stockholms Obs. Medd. Nr. 154. — Mit dem Lyot-Koronographen der schwedischen Station Anacapri wurde das aschgraue Licht des Mondes zum Zwecke der Bestimmung der Erdalbedo gemessen. I m Vergleich zur Methode von A. Danjon (vgl. A J B 38 Ref. 5613), der dieses Verfahren erstmals anwandte, bietet die Verwendung eines Koronographen weitgehende Ausschaltung des Einflusses des beleuchteten Mondteiles. Ein Vergleich mit Danjons Ergebnissen wird durchgeführt. Gü-Li

472

I X . Planeten. Monde

83205. J. M. Saari, R. W. Shorthill, H o t 327—332.

spots

on t h e

66, 1966 M o o n . Sky Tel. 31

83206. P. F. Sabanejew, Ü b e r k l e i n e D e t a i l s d e r M o n d o b e r f l ä c h e . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 81—83, 1965 (russ.). 83207. P. F. Sabanejew, Ü b e r e i n i g e i n n e r e D e t a i l s v o n R i n g g e b i r g e n . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 84—86, 1965 (russ.). — Verf. beschreibt Experimente zur Erzeugung künstlicher Mondkrater mit konzentrischen Wällen. Durch fortgesetztes Abwerfen von zwei Zementmassen — einer Hauptmasse von 9.5 g und zusätzlichen von 6.6, 4.2 und 1.9 g — aus 900 mm Höhe auf eine Schicht von 6 bis 8 mm Dicke werden Gebilde erhalten, die den Mondkratern Petavius, Werner, Sabine und anderen in ihrer äußeren Form ähneln. Daraus kann der Schluß gezogen werden, daß Massen auf die Mondoberfläche gefallen sind, die sich auf einer oder einander sehr nahen Bahnen bewegt haben. Verf. (ü.) 83208. W. F. Sachartschenko, D i e d u r c h k o s m i s c h e S t r a h l u n g h e r v o r g e r u f e n e N e u t r o n e n s t r a h l u n g d e s M o n d e s . Nachr. Akad. Wiss. UdSSR (Phys.) 30 1813—1814 (russ.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 3.62.195, 4.51.571: Die Intensität der langsamen Neutronen, die die Mondoberfläche verlassen, wird abgeschätzt. Verf. diskutiert die Möglichkeit einer Neutronometrie der Mondoberfläche. Kra. 83209. J. Salisbury, T h e M o o n ' s s u r f a c e . Sei. J . 2 Nr. 11 S. 31—37. — Surveyor 1 lieferte stationäre Aufnahmen der Mondoberfläche, aus denen hervorgeht, daß das körnige Gesteinsmaterial nicht nach der Größe sortiert ist. Verf. schließt daraus, daß Transportkräfte, die eine Sortierung bewirken könnten, auf dem Mond fehlen. Insbesondere dürften keine solchen für den Transport von Staub vorhanden sein oder doch keine merkbare Rolle spielen. Allerdings sind Partikel von Staubgröße auf den Photos nicht zu erkennen. v. B. 83210. A. H. Samaha, Z. Kopal, L u n a r p h o t o g r a p h y w i t h t h e 7 4 - i n c h r e f l e c t o r of t h e H e l w a n O b s e r v a t o r y a t K o t t a m i a . Icarus 5 309— 312 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 142. — Die Mondaufnahmen im Cassegrain-Fokus des neuen 74'-Grubb-Parsons-Reflektors des Helwan Obs. in Kottamia (f/18, 33.3 m Brennweite) zeigen eine Auflösung von 0.5 km und sind denen vom Lick Obs. (120"-Reflektor) und vom Pic du Midi Obs. (43'-Reflektor) ebenbürtig. Gü-Li 83211. W. Sandner, I s l a n d s V u l k a n l a n d s c h a f t u n d d i e O b e r f l ä c h e n f o r m a t i o n e n d e s M o n d e s . E i n V e r g l e i c h . Forschung Fortschritte 40 73—75. — Island ist ein ideales Studienobjekt für irdische Analogien zu lunaren Vulkanlandschaften. v. B. 83212. P . K . Sartory, D o u b l i n g of l u n a r d e t a i l . Strolling Astr. 19 143—144. 83213. W. W. Scharonow, E i n i g e Ü b e r l e g u n g e n z u r N a t u r d e r M a t e r i e d e r l u n a r e n S t r a h l e n s y s t e m e . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 96, 1965 (russ.). 83214. M. M. Schemjakin, R e m a r k a b l e R H 47 26—28 (tschech.).

c h a i n s of c r a t e r s o n t h e

Moon.

83215. G. Schrutka-Rechtenstamm, M e s s u n g e n v o n 137 M o n d k r a t e r n a n d e r U n i v e r s i t ä t s - S t e r n w a r t e W i e n . Ann. Univ.-Sternw. Wien 26 155— 172. — I n der vorliegenden Arbeit wurden 11 Platten der Lick-Sternwarte reduziert und zwar 3 Vollmondaufnahmen und 8 Phasenaufnahmen. Zunächst wurden aber einige Berichtigungen zu meinen früheren Arbeiten vorgenommen. Die 3 Vollmondaufnahmen wurden dann dazu verwendet, die Lage der Fundamentalpunkte

66, 1966

83. Mond

473

besser zu fixieren. Als solche wurden verwendet: Mösting A, die 7 P u n k t e von J . Franz (außer Aristarch), die 3 P u n k t e von F. Hayn (außer Tycho) und 11 Zusatzpunkte (entnommen den 150 Punkten von J . Franz). Diese P u n k t e dienten dann als Grundlage für die Vermessung der 8 Phasenaufnahmen. Diese wurden derart ausgewählt, daß je zwei eine möglichst ähnliche Beleuchtung, aber eine recht verschiedene Libration in Breite haben, damit über den stereoskopischen Effekt die Koordinate (und damit die absolute Höhe) bestimmt werden kann. Auf den 8 Phasenplatten wurden die P u n k t e des Katalogs von T. Weimer (vgl. A J B 61 Ref. 1312 S. 93—96) vermessen und elektronisch reduziert. Verf. 83216. H. M. Schurmeier, R. L. Heacock, A.E.Wolfe, T h e R a n g e r t o t h e M o o n . Sei. American 214 Nr. 1 S. 52—67.

missions

83217. J. Schütten, T. van Dijk, L u m i n e s c e n c e c a u s e d b y p r o t o n i m p a c t w i t h s p e c i a l r e f e r e n c e t o t h e l u n a r s u r f a c e . Nature 211 470—471 = Repr. Meteor Section Netherlands Ass. Astr. Meteorol. Nr. 45, mit einer Ergänzung von J . E. G e a k e , G. W a l k e r , S. 471—472. — Laborversuche, bei denen an Meteoriten Lumineszenz durch Beschuß mit Protonen und Elektronen (10—30keV) erzeugt wurde, machen wahrscheinlich, daß die auf dem Mond beobachtete Lumineszenz nicht durch Protonen des Sonnenwindes, sondern durch UV- und Röntgen-Strahlung erzeugt wird. Gü-Li 83218. A. N. Sergejewa, E l e k t r o p h o t o m e t r i s c h e Beobachtungen der S p e k t r e n v o n M o n d d e t a i l s . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 5—15, 1965 (russ.). — Die Beobachtungen wurden 1962 mit einem Quarzspektrographen am horizontalen Sonnenteleskop gemacht. Die Bearbeitung der Beobachtungsunterlagen zeigte, daß die Intensität im Bereich von 3700 bis 4200 A relativ klein ist und die Meßgenauigkeit gering. I m Bereich von 4200 bis 7000 A sind Intensitäten mit einer Meßgenauigkeit von ± 2 % erreichbar. Eine Analyse der Beobachtungen erlaubt den Schluß, daß die Amplitude der Farbschattierungen der Mondformationen im Bereich von 4200 bis 7000 A einige Prozente der Intensität der Standarddetails bei derselben Wellenlänge beträgt. Kra. 83219. W. N. Sharkow, W. S. Berikaschwili, A. I. Osnatsch, G e o p h y s i c a l Prob l e m s a n d i n v e s t i g a t i o n s of t h e M o o n (a r e v i e w ) . A J UdSSR 43 622—646 (russ. mit engl. Ref.). — I n den letzten Jahren wurden zur Untersuchung des inneren Aufbaues des Mondes und der Planeten geophysikalische Methoden angewandt. In der vorliegenden Übersicht werden im Teil «Seismisches Experiment auf dem Mond» folgende Fragen behandelt: die Grundbegriffe der Seismologie, die seismische Aktivität des Mondes und ihre Quellen, die Geschwindigkeitsverteilung seismischer Wellen im Mond, Hodographen und die Amplitudenverteilung der räumlichen Wellen auf dem Mond, Eigenschwingungen des Mondes und Oberflächenwellen. Ferner werden die Mondgezeiten im Zusammenhang mit verschiedenen Varianten ihrer inneren Struktur diskutiert. I m letzten Teil werden der flüssige Kern und das Magnetfeld des Mondes behandelt. Verf. (ü.) 83220. Y. Shimazu, S u r v i v a l t i m e of l u n a r s u r f a c e i r r e g u l a r i t i e s a n d v i s c o s i t y d i s t r i b u t i o n w i t h i n t h e M o o n . Icarus 5 455—458 = Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 145. — Unter der Voraussetzung, daß der Abbau von Mondformationen (oder ihre Lebenszeit) nur durch isostatische Kompensation herbeigeführt wird, werden zwei Schichtmodelle der Mondkruste bei verschiedenen Annahmen über die Viskositätseigenschaften aufgestellt, aus denen die zu erwartenden Lebenszeiten für Krater verschiedener Durchmesser berechnet werden. Gü-Li 83221. E. M. Shoemaker, R. M. Batson, K. B. Larson, A n a p p r e c i a t i o n of t h e L u n a 9 p i c t u r e s . Astronautics Aeronautics 4 Nr. 5 S. 40—50.

I X . Planeten. Monde

474

66, 1966

* * B. E. Shute, G e o c e n t r i c i n i t i a l c o n d i t i o n s of t r a j e c t o r i e s o r i g i n a t i n g a t t h e M o o n ' s s u r f a c e . Vgl. Ref. 17118. 83222. P. Simon, T h e M o o n ' s b e h a v i o u r f o r a n o b s e r v e r a t t h e E a r t h ' s s o u t h p o l e . J . Astr. Soc. Victoria 19 50—52. 83223. J . F. Simpson, O r i g i n of t h e M o o n . Spaceflight 8 374. 83224. S.F.Singer, Nr. 5 S. 28—29.

Luna 9

and

lunar

dust.

Astronautics Aeronautics 4

83225. V. G. Smalley, T i m e v a r i a n c e of t h e E a r t h - M o o n d i s t a n c e . Icarus 5 491—504. — In dieser Arbeit sollen einige mögliche Anfangsbedingungen für das System Erde—Mond durchgerechnet werden, wobei das Lyttletonsche Modell (vgl. A J B 62 Ref. 8352) einer Massenanreicherung durch Meteoritentrümmer zu Grunde gelegt wird. F ü r verschiedene Fälle wird die Annäherungsgeschwindigkeit beider Körper berechnet. Der Massenanreicherungsmechanismus könnte im Bereich zwischen 0.7 und 1.3 der heutigen Entfernung Erde—Mond wirksam gewesen sein. Damit diese Entfernung geringer als die heutige werden konnte, muß die Zunahme der Erdmasse mehr als 1010 g/sec betragen haben; beim Nachlassen dieses Massenzuwachses begann die Entfernung wieder größer zu werden. Gli. 83226. R. Smoluchowski, S t r u c t u r e a n d c o h e r e n c y of t h e l u n a r d u s t l a y e r . J G R 71 1569—1574. — Durch die Korpuskularstrahlung (Sonnenwind) tritt eine Sinterung des obersten feinkörnigen Mondbodens ein, was zu einer hohen Kohärenz führt. Meteoritenaufschlag bewirkt auch f ü r die tieferen Schichten bis zu 1 Meter eine Kohärenz durch Druckeffekte. Die Tragfähigkeit des Mondbodens wird zu 3 bis 6 x 10 3 dyn/cm 2 abgeschätzt. Gü-Li 83227. L. H. Spradley, T e c h n i q u e s f o r m e a s u r e m e n t g r a p h y . A J 71 180—181. — Ref. AAS.

of

lunar

photo-

83228. P. V. Sudbury, H i g h r e s o l u t i o n l u n a r p h o t o g r a p h i c p r o g r a m m e . Astr. Contr. Univ. Manchester (3) Nr. 137, 6 + 33 S. — Es handelt sich um eine Beschreibung der Gewinnung und Auswahl von Aufnahmen zum Zweck einer genauen Kartographie des Mondes. Ba. Moon. 83229. K. H. Sun, J . L. Gonzalez, T h e r m o l u m i n e s c e n c e of t h e Nature 212 23—25. — Die Lumineszenz von Enstatit-Achondritproben unter ^-Strahlung von 2 MeV wird gemessen. Besteht der Mondboden aus einem ähnlichen Meteoritenmaterial, dann erreicht seine Lumineszenz am Terminator schätzungsweise 1/10 der zurückgeworfenen Sonnenlichtstärke. hz 83230. H. Takeuchi, H. Mizutani, S i z e of l u n a r c r a t e r s a n d t h e l o g y of t h e M o o n . Kagaku 36 392—393 (japan.).

chrono-

83231. T. W. Thompson, R. B. Dyce, M a p p i n g of l u n a r r a d a r r e f l e c t i v i t y a t 70 c e n t i m e t e r s . J G R 71 4843—4853. — Mit der Radarantenne des Arecibo Obs., die bei 430 MHz eine Auflösung zwischen 20 und 40 km an der Mondoberfläche gewährleistet, wurde die Radarreflektivität von Gebieten auf dem Mond gemessen, registriert und isographisch in Photos dieser Gebiete eingezeichnet. Dabei ergab sich: 1.) Die Reflektivität der Hochländer im SW-Quadranten ist 1.5bis 2mal größer als die der Maregebiete im NE-Quadranten. 2.) Die Gebirgsregionen rings um die kreisförmigen Mare reflektieren 1.5- bis 2mal stärker als die Innenflächen der Mare. 3.) Einige Krater reflektieren bis zu lOmal mehr als ihre Umgebungen (z. B. Tycho). Solche Krater erscheinen auf Vollmondaufnahmen als helle Flecken. Gü-Li 83232. C. Titulaer, T. de Vries, D e a c h t e r k a n t v a n d e M a a n . HeD 64 31—37.

66, 1966

83. Mond

475

83233. C. Titulaer, T. de Vries, H e t o n t s t a a n d e M a a n . H e D 64 118—126, 315—338. 83234. C. Titulaer, T. de Vries, H e D 64 137—142.

De

zachte

83235. C. Titulaer, T. de Vries, D e H e D 64 268—276.

zachte

83236. J.-M. Triplet, 183—189.

Topographie

et

v a n de r i n g s t r u c t u r e n Ianding

Ianding

cartographie

van van

de de

Loena

op 9.

S u r v e y o r 1.

lunaires.

B S A F 80

83237. J. N. Tschistjakow, O n s o m e p e c u l i a r i t i e s of t h e l u n a r s u r f a c e e m i s s i o n . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Pulkowo 24 Nr. 4 (180) S. 83—90 (russ. mit engl. Ref.). — I n dieser Arbeit werden einige Ergebnisse von bolometrischen Messungen der Mondtemperatur mit d e m 700 mm-Reflektor mitgeteilt. Die Beobachtungen haben gezeigt, d a ß die Temperatur zum R a n d hin wesentlich langsamer a b n i m m t als aus den von Sinton u n d seinen Mitarbeitern (vgl. A J B 60 Ref. 8332) erhaltenen Isothermen folgt. Eine Analyse der vom Verf. u n d von Sinton sowie seinen Mitarbeitern erhaltenen Isothermen-Karten zeigte außerdem, d a ß die I n t e n s i t ä t der thermischen Mondstrahlung s t a r k von der Strahlungsrichtung a b h ä n g t . Die Richtungsverteilung der thermischen Strahlung wurde f ü r drei W e r t e der Zenitdistanz zQ der Sonne abgeleitet. Der gesamte Strahlungsfluß eines cm 2 von der Mondoberfläche ist f ü r ZQ < 60° proportional cos z q . Auch ein spezielles Problem des Wärmemechanismus eines auf dem Mond befindlichen Körpers wurde gelöst. Verf. (ü.) 83238. H. C. Urey, « D u s t » o n t h e M o o n . Science 153 1419—1420. — Verf. behandelt die von T . Gold (vgl. A J B 55 Ref. 7366) entwickelte Staubtheorie der Mondoberfläche, rechtfertigt ihre Grundgedanken gegen manche mißverstandene Interpretationen in der Presse u n d stellt sie seinen eigenen Ansichten, die die Ergebnisse von Ranger 7—9, Surveyor 1 u n d L u n a 9 bereits berücksichtigen, gegenüber. Hinsichtlich der H e r k u n f t des Staubes ist Verf. wesentlich anderer Ansicht als T. Gold. Gü-Li 83239. N. Vichney, L ' a t t e r r i s s a g e d e L u n a 9 e t l e s p h o t o s p r i s e s r a s s u r e n t l e s a s t r o n a u t e s . La N a t u r e 94 121—125.

qu'il

a

83240. U. Vogel, M o l e c u l a r f l u x e s i n t h e l u n a r a t m o s p h e r e . P l a n e t . Space Sei. 14 1233—1252. — Verf. untersucht theoretisch Bewegung u n d Verteilung von Molekülströmen (Wasserstoff, Edelgase), die aus punktförmigen oder flächenhaften Gebieten der Mondoberfläche austreten. Als einzig wirksames K r a f t feld wird das Gravitationspotential des (kugelförmigen) Mondes angenommen. Kollisionen werden ausgeschlossen. Die Mondrotation wird vernachlässigt, ebenso sekundäre Effekte der von außen kommenden Strahlung. E s zeigt sich eine weitgehende Anisotropie der Molekülströme. F ü r die N a t u r der Mondatmosphäre ergibt sich daraus, daß kein lokales Gleichgewicht, sondern ein stetiger Zustand ungleichmäßiger Verteilung vorherrscht. Gü-Li 83241. B. Vonnegut, R. K. McConnell jr., R. V. Allen, E v a p o r a t i o n of l a v a and its c o n d e n s a t i o n from t h e v a p o u r phase in t e r r e s t r i a l and l u n a r v o l c a n i s m . N a t u r e 209 445—448. — Kondensationswolken, die aus v e r d a m p f t e r L a v a des Inselvulkans Surtsay 1964 Febr. 14 e n t s t a n d e n u n d einen dunklen Niederschlag sehr kleiner Partikel hinterließen, werden zur E r k l ä r u n g der photometrischen Eigenschaften gewisser dunkler Gebiete der Mondoberfläche herangezogen. Dazu wird ein Laborversuch mit geschmolzener Basaltlava durchgeführt. Gü-Li

476

I X . Planeten. Monde

66, 1966

83242. T. de Vries, V e r g e l i j k i n g v a n d e R a n g e r f o t o ' s m e t h e t v u l k a n i s m e o p A a r d e . H e D 64 6—10.

van

de

Maan

83243. W. M. Wachnin, G. I. Smijewskaja, S t r a t i f i e d a n d b o u n d a r y - p l a n e like forms on t h e Moon p a n o r a m a s o b t a i n e d f r o m t h e L u n a - 9 stat i o n . D A N 170 560 (russ.). — Bs werden Ausschnitte der von der automatischen Station L u n a 9 übermittelten Bilder der Mondoberfläche wiedergegeben. Diese zeigen im Detail ebene Strukturen, die auf eine Schichtung des Gesteins mit charakteristischen Dicken von 0.8—1.5 cm u n d Längen bis etwa 40 cm schließen lassen. Gelegentlich sind auch Vertiefungen u n d Auszackungen zu erkennen, welche durch Aufprall herabstürzender Gesteinsteile e n t s t a n d e n sein könnten. Petri 83244. E . H . W a l k e r , C o m m e n t s o n p a p e r b y L. D. J a f f e , ' D e p t h of t h e l u n a r d u s t ' . J G R 71 5007—5011, mit einer Erwiderung von L. D. J a f f e . 83245. Ä. Wallenquist, M ä n e n o c h M a r s i n ä r b i l d . P A T 47 18—38. 83246. B. N. Watts jr., P i c t u r e s f r o m t h e M o o n . Sky Tel. 32 16—20. 83247. R. N. Watts jr., 192—196.

Lunar

83248. R. N. Watts jr., S h a r p e r Tel. 32 196—197.

Orbiter

surveys

television

the

pictures

Moon.

Sky Tel. 32

of

Moon.

the

Sky

83249. R. B. Wattson, B. W. Hapke, A c o m p a r i s o n of t h e i n f r a r e d s p e c t r a of t h e M o o n a n d s i m 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 . A p J 144 364— 368. — Die Reflexionsspektren im Wellenlängenbereich 1—2.5 ¡x von verschiedenen pulverförmigen Gesteinen (Basalt, Dunit, Tektite u n d chondritisches Material) wurden unter verschiedenen Beleuchtungsbedingungen mit einem S p e k t r u m des Mare Tranquillitatis verglichen, das beim 2. Aufstieg des Höhenteleskops Stratoskop I I erhalten wurde. Mit Ausnahme des chondritischen Materials h a b e n die Gesteine alle eine etwa f ü n f m a l höhere Reflektivität als der Mondboden, die nicht, wie beim Mond, mit der Wellenlänge ansteigt. Nach Bestrahlung der Gesteine m i t einem simulierten Sonnenwind stellte D u n i t die Reflektivität des Mondes befriedigend dar. E s werden Schlüsse auf die optischen Eigenschaften des Mondbodens daraus gezogen. Gü-Li 83250. M. Werner, T. Gold, M. Harwit, D e t e c t i o n A J 71 875—876. — Ref. AAS.

of w a t e r

on t h e

Moon.

83251. J. E. Westfall, L u n a r t e r m i n a t o r d e f o r m a t i o n s . Strolling Astr. 19 75—78. — Deformationen des Terminators durch Geländeerhöhungen u n d Depressionen. v. B. photograph 83252. J. E. Westfall, A d d i t i o n s t o t h e A . L . P . O . l u n a r l i b r a r y — V: S u r v e y o r I l u n a r p h o t o g r a p h s a n d o n e a m a t e u r p h o t o g r a p h . Strolling Astr. 19 191—194. 83253. E. A. Whitaker, F u r t h e r o b s e r v a t i o n s o n t h e R a n g e r V I I r e c o r d s . Commun. L u n a r Planet. L a b . 4 71—76. — Ranger 7 schlug in der N ä h e von einem der hellen Strahlen auf, die radial vom K r a t e r Tycho ausgehen. Die letzten Ranger-Aufnahmen kurz vor dem Aufschlag zeigen, daß im e r f a ß t e n Gebiet eine große Zahl flacher Depressionen die gleiche Streichrichtung ( N N E -h» SSW) aufweisen wie die des hellen Strahles, der das Aufnahmegebiet kreuzt. E i n Zusammenhang zwischen diesen Depressionen u n d der E n s t e h u n g von Tycho d u r c h Aufschlag eines Kometenkernes ist nicht von der H a n d zu weisen. Gü-Li 83254. E. A. Whitaker, S u r v e y o r I l o c a t i o n . Science 153 1550—1551 = Commun. L u n a r Planet. L a b . 6 Nr. 83. — Eine Positionsbestimmung des Lande-

66, 1966

83. Mond

477

platzes von Surveyor 1, die Verf. nach einer Photographie des Landesgebietes ( K r a t e r Flamsteed P) mit einem 61'-Beflektor durch Anschluß a n eine Anzahl von Hügeln durchführte, liegt n u r 2.4 k m südlich der aus der B a h n b e s t i m m u n g ermittelten Radioposition. Eine frühere, von L . D. J a f f e (vgl. Ref. 83279) durchgeführte Positionsbestimmung aus einer erdgebundenen Photographie weicht wesentlich von der Radioposition ab. Die neue Position ist 25?7 südliche Breite u n d 43?34 westliche Länge. Gü-Li 83255. R. L. Wildev, 147—150.

Measuring

the

shape

83256. S. E. Williams, S o f t l a n d i n g s West. Australia 17 J u n i S. 3—4.

on t h e

of

the

Moon.

Sky Tel. 31

M o o n — 1 9 6 6 . J . Astr. Soc.

83257. A. P. Winogradow, J. A. Surkow, G. M. Tschernow, I n v e s t i g a t i o n of t h e i n t e n s i t y a n d s p e c t r a l c o m p o s i t i o n of t h e M o o n ' s G a m m a - r a d i a t i o n a t t h e L u n a - 1 0 a u t o m a t i c S t a t i o n . D A N 170 561—564 (russ.). — Die automatische Station L u n a 10 h a t a b 3. April 1966 auf zirkumlunarer B a h n in H ö h e n u m 700 k m m i t einem Vielkanal-Szintillations-Gammaspektrometer in den Bereichen 0.3—3.1 u n d 0.15—1.5MeV Messungen ausgeführt. 9 0 % der I n t e n s i t ä t gehen auf kosmische Strahlung zurück u n d nicht mehr als 10 % auf den Zerfall v o n K , T h u n d U. Insbesondere wurden Beiträge von O 14 , O 19 , F 2 0 , Na 2 2 u n d Na 2 4 festgestellt. Gesteine m i t hohem Anteil radioaktiver Elemente — wie irdischer Granit — scheiden f ü r das erfaßte Oberflächenmaterial des Mondes aus. Petri 83258. A. P. Winogradow, J. A. Surkow, G. M. Tschernow, F. F. Kirnosow, G. B. Nasarkina, M e s s u n g e n d e r G a m m a - S t r a h l u n g d e r M o n d o b e r f l ä c h e m i t « L u n a 10». Geochimija 1966 Nr. 8 S. 891—899 (russ.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 1.51.455: L u n a 10 wurde a m 3. April 1966 auf die B a h n eines Mondsatelliten gebracht. N a c h den vorläufigen Meßergebnissen können m 90 % der gesamten I n t e n s i t ä t der y-Strahlung des Mondes durch die Wechselwirkung zwischen der kosmischen Strahlung u n d der Mondmaterie bedingt sein. Die durch Zerfall der natürlichen radioaktiven Elemente K , T h u n d U bedingte y-Strahlung b e t r ä g t nicht mehr als 10 % . Die Stärke der y-Strahlung ist auf der ganzen Mondoberfläche hinreichend k o n s t a n t u n d etwa u m das 1.5- bis 2fache größer als über irdischen Graniten. I n Übereinstimmung mit den a n H a n d dieser Feststellungen berechneten Konzentrationen radioaktiver Elemente setzen sich die Mondgesteine ähnlich zusammen wie die irdischen Basalte. Ra. 83259. L. W. Xanfomaliti, O n t h e p o s s i b i l i t y of M o o n observations b e y o n d t h e d i f f r a c t i o n l i m i t . Bull. Astrophys. Obs. Abastumani Nr. 34 S. 119—121 (russ.). 83260. E. J. Zeller, L. B. Ronca, P. W. Levy, P r o t o n - i n d u c e d hydroxyl f o r m a t i o n o n t h e l u n a r s u r f a c e . J G R 71 4855—4860. — Der Beschuß von silikathaltigem Glas mit hochenergetischen Protonen im Labor ergab eine Bildung des OH-Radikals. Aus Größe u n d Stärke des solaren Protonenflusses k a n n geschlossen werden, d a ß die Mondoberfläche O H enthält. Eine Abschätzung ergab f ü r den ersten Zentimeter der obersten Schicht 4 X 1016 O H pro cm 3 . Gü-Li 83261. L a L ü n e ä l ' E r e S p a t i a l e . Herausgegeben von J . C o u l o m b . Paris, Presses U n i v e r s i t ä r e s de France, 1966. 11 + 185 S. Preis F 20.00. — B. in L a N a t u r e 94 437, N a t u r e 212 457, Sky Tel. 32 39. 83262. P h y s i k d e s M o n d e s u n d d e r P l a n e t e n . 1966. 111 S. Preis 60 K o p . (russ.).

Kiew, «Naukowa Dumka»,

83263. D i e e r s t e n P a n o r a m a p h o t o s der Mondoberfläche. «Nauka», 1966. 100 S. u n d zahlreiche Tafeln. Preis 2 R . (russ.).

Moskau,

478

I X . Planeten. Monde

66, 1966

83264. R a n g e r V I I I P h o t o g r a p h s of t h e M o o n . C a m e r a s «A», «B», a n d «P». Washington, D. C., National Aeronautics and Space Administration, 1966. 17 + A70 + B88 + P 1 2 S. Preis $ 6.50. — B. in Sky Tel. 32 224—225. 83265. R a n g e r I X P h o t o g r a p h s of t h e M o o n . C a m e r a s «A», «B», a n d «P». Washington, D. C., National Aeronautics and Space Administration, 1966. 17 + A70 + B88 + P 1 2 S. Preis $ 6.50. — B. in Sky Tel. 32 224—225. 83266. U n n u a g e s u r l a L u n e . BSAF 80 81. 83267. N u e v a s

computaciones

d e l a o r b i t a l u n a r . El Universo 20 60.

83268. P h o t o g r a p h i n g t h e M o o n ' s s u r f a c e . Industr. Engineering Chem. 4 509—512. — Ref. in Phys. Abstr. 70 674. 83269. A m o d e m v i e w of l u n a r d i s t a n c e s . J . Inst. Navigation 19 131— 144. — Anläßlich der Publikation der ersten Ausgabe von «The Nautical Almanac and Astronomical Ephemeris» vor 200 Jahren wird in moderner Sicht ein Einblick in die Bestimmung von Längen auf See mit Hilfe von Monddistanzen gegeben. Der behandelte Stoff ist zugleich so dargestellt, daß der interessierte Navigator sich die Materie zum Gebrauch für die Praxis aneignen kann, wozu Beispiele und Tabellen als Erläuterung dienen. Sehr. 83270. A l b e d o

of t h e M o o n . JOSA 56 413.

83271. A é r o s o l s v o l c a n i q u e s e t s u r f a c e d e l a L u n e . La Nature 94 193. 83272. L e S u r v e y o r - 1 a c o n f i r m é e t p r é c i s é l e s d o n n é e s a c q u i s e s p a r le L u n a - 9 . La Nature 94 281—286. 83273. L a m i s s i o n p h o t o g r a p h i q u e à m o i t i é r é u s s i e d u t e r - 1 . La Nature 94 412—416.

Lunar-Orbi-

83274. L u n a r O r b i t e r I I . Nature 212 1178—1179. — Eine Aufnahme des Ringwalles Kopernikus, aufgenommen 1966 Nov. 24 mit Lunar Orbiter 2 aus 96—45 km Abstand, wird mit einer Aufnahme vom 3 m-Lick-Reflektor verglichen. Gü-Li 83275. C r a t e r s o n t h e M o o n . Nature 212 1509. 83276. T h e M o o n i n c o l o r . Phys. Today 19 Nr. 1 S. 98. 83277. E i n g r o ß e r S i e g d e r s o w j e t i s c h e n W i s s e n s c h a f t . D e r W e g v o n d e r E r d e z u m M o n d i s t e r ö f f n e t . Priroda 55 Nr. 2 S. I—IV (russ.). — Betrifft Luna 9. 83278. L u n a f i r m a . Sei. American 214 Nr. 3 S. 56—57. 83279. S u r v e y o r I : P r e l i m i n a r y r e s u l t s . Science 152 1737—1750. — Surveyor 1 (1966—45A) wurde 1966 Mai 30 gestartet und landete nach 3tägigem Elug mit einer Endgeschwindigkeit von 3 m/sec in einem Mare-Gebiet nahe dem Krater Flamsteed. Instrumentation und Dynamik des Landevorganges werden beschrieben. Die 3 Fußstützen der Sonde drangen nur 25 mm tief in den Mondboden ein, dessen Partikel (mittlere Größe 0.5 mm) durch den Aufsatzdruck bis zu 50 cm strahlenförmig weggeschleudert wurden. Die oberste Bodenschicht des Mondes besteht nach den Messungen während des Landevorganges aus einem Material, das mit feinkörnigem, etwas kohäsivem Sand vergleichbar ist. Aus dem thermischen Verhalten der Sonde ergab sich eine Temperatur von 180° F über dem Mondboden bei 31° Sonnenhöhe (1966 J u n i 2, 12h GMT), etwas mehr, als aus erdgebundenen Beobachtungen folgt. Während der ersten 5 Tage wurden mehr als 4000 Bilder

66, 1966

83. Mond

479

mit zwei beweglichen Panorama-TV-Kameras erhalten; sie lassen eine genaue Topographie des Geländes im Umkreis von 2 km zu. Aus Aufnahmen von Sirius und Canopus wurde festgestellt, daß die Sondenachse um 1?7 gegen die Vertikale geneigt ist. Eine kumulative Verteilung der Partikelgrößen in Sondenumgebung ergab eine lineare Beziehung. Einige photometrische, kolorimetrische und elektrische Meßergebnisse werden mitgeteilt. Gü-Li 83280. A M o o n - b l i n k o b s e r v a t i o n . Sky Tel. 31 137. 83281. I n f o c u s . Sky Tel. 31 137, 160—161, 276, 286—287. 83282. S o m e S u r v e y o r f i n d i n g s . Sky Tel. 32 63, 78. 83283. E a s t a n d w e s t o n t h e Moon. Sky Tel. 32 208. 83284. C o l o u r o n t h e Moon. Spaceflight 8 123—124. 83285. T r i u m p h of L u n a 9. Spaceflight 8 131. 83286. L u n a p a n o r a m a . Spaceflight 8 132—134. 83287. P r o b i n g t h e l u n a r c r u s t . Spaceflight 8 166. 83288. L u n a 9 c o n f i r m s t h e o r y . Spaceflight 8 243. 83289. T h e M o o n ' s s u r f a c e . Spaceflight 8 243. 83290. C o s m i c d e b r i s in l u n a r o r b i t . Spaceflight 8 280. 83291. S t r u c t u r e of t h e Moon. Spaceflight 8 317. 83292. T h e l u n a r s u r f a c e l a y e r . Strolling Astr. 19 92—93. 83293. S p i r a l l u n a r c r a t e r s . Strolling Astr. 19 177, 178, 179. 83294. L u n a I X . SuW 5 54—55. 83295. L a t v i j a s P S R z i n ä t n i e k u ZD 1966. gada pavasaris S. 1—3.

domas p a r Meness virsas

uzbüvi.

* « T h e E a r t h - M o o n S y s t e m . Vgl. Kef. 1306. * * T h e S o l a r W i n d . Vgl. Ref. 1307. * * A d v a n c e s in E a r t h S c i e n c e . Vgl. Ref. 1318. * * T h e N a t u r e of t h e L u n a r S u r f a c e . Vgl. Ref. 1324. * * T r a j e c t o r i e s of A r t i f i c i a l C e l e s t i a l B o d i e s a s D e t e r m i n e d f r o m O b s e r v a t i o n s . Vgl. Ref. 1325. * * P r o c e e d i n g s of t h e F i r s t ( L I L ) S y m p o s i u m . Vgl. Ref. 1334.

Lunar

International

Laboratory

* * L u n a 9 ' s d o u b l e s u c c e s s . Vgl. Ref. 18200. * * L u n a r O r b i t e r p h o t o g r a p h s E a r t h a n d Moon. Vgl. Ref. 7194. * * C r a t e r e s d e i m p a c t o e n la T i e r r a y e n la L u n a . Vgl. Ref. 94204. 83296. Mitteilungen über einzelne Mondformationen AC Nr. 389 S. 1—2 (russ.). Besonderheiten der Polarisation des Kraters Aristarch. J . N. L i p s k i j , M. M. P o s p e r g e l i s .

480

I X . Planeten. Monde

66, 1966

H e D 64 55—57. Aristarchus. C. T i t u l a e r . International L u n a r Soc. 3 Nr. 2 S. 26—32. Madler — a lunar puzzle. J . C. B a r t l e t t jr. J B A A 76 248—255. The lunar crater Caramuel. D. A. A l l e n . N a t u r e 209 182. Structure of t h e crater Alphonsus. L. B. R o n c a . Sky Tel. 31 245. Observing t h e Moon — Bessarion B. A. K . H e r r i n g . Strolling Astr. 19 124—130. Aristarchus: T h e south wall bright spot and t h e southern area. J . C. B a r t l e t t j r . Strolling Astr. 19 195—198. The Tobias Mayer — Milichius — Hortensius domes. J . O l i v a r e z . Urania K r a k o w 37 199—203. K r a t e r Banachiewicz. S. R . B r z o s t k i e w i c z . Mondfinsternisse 83297. Fulmer, .1. M. Saari, R. W. Shorthill, S o m e p h y s i c a l c h a r a c t e r i s t i c s of e c l i p s e t h e r m a l a n o m a l i e s i n t h e A p o l l o b a n d . Publ A S P 78 442— 444. — Ref. ASP. 83298. F. Link, D e u x r e m a r q u e s r e l a t i v e s ä l a p e n o m b r e t e r r e s t r e l a L ü n e . BAC 17 161—163.

sur

83299. S. Matsushima, V a r i a t i o n of l u n a r e c l i p s e b r i g h t n e s s a n d i t s a s s o c i a t i o n w i t h t h e g e o m a g n e t i c p l a n e t a r y i n d e x K p . A J 71 699— 705. — Aus der Analyse von 20 Helligkeitsmessungen in B (4700 A), G (5300 A) u n d R (6200 A) des verfinsterten Mondes bei 15 Finsternissen zwischen 1932 u n d 1957 ergab sich eine Beziehung zu den 3 h - bzw. 24 h -Mitteln des geomagnetischen I n d e x K p in dem Sinne, daß mit ansteigendem K p die Finsternishelligkeit z u n i m m t . Außerdem ist das Restlicht röter bei größerem K p . Eine Beziehung zwischen den Finsternishelligkeiten u n d den Sonnenfleckenrelativzahlen besteht nicht. Dagegen zeigt sich in allen drei F a r b e n ein linearer Anstieg der Helligkeit mit zunehmender Geschwindigkeit des Sonnenwindes, was mit Fluoreszenz an der Mondoberfläche erklärt werden k a n n . Gü-Li 83300. S. Matsushima, A p p a r e n t c o r r e l a t i o n b e t w e e n t h e l u n a r e c l i p s e b r i g h t n e s s a n d t h e s o l a r w i n d . N a t u r e 211 1027—1028. — Die Leuchtdichte des Mondes während 18 totaler Mondfinsternisse zwischen 1932 u n d 1957, gemessen in einem Gebiet, das 10' oder mehr innerhalb des Kernschattenrandes gelegen war, wurde gegen den mittleren planetaren I n d e x K p zur Zeit der Messungen aufgetragen. E s zeigte sich ein Anstieg der Leuchtdichte bei zunehmendem K p - I n d e x u m 2 Größenklassen. D a der K p - I n d e x ein I n d i k a t o r f ü r die Größe der Geschwindigkeit des Sonnenwindes ist, k a n n der Exzeß der Leuchtdichte bei großem K p als Lumineszenz gedeutet werden, die durch Aufprall solarer Partikel a n der Gü-Li Mondoberfläche hervorgerufen wird. 83301. J . M. Saari, R. W . Shorthill, S t u d i e s of t h e r m a l e c l i p s e d M o o n . P u b l A S P 78 4 5 1 ^ 5 3 . — Ref. ASP.

features

on

the

83302. D. F. Winter, N o t e o n t h e n o n u n i f o r m c o o l i n g b e h a v i o r of t h e e c l i p s e d M o o n . Icarus 5 551—553. — E s wird darauf hingewiesen, daß die thermischen Anomalien der Mondoberfläche im Gegensatz zu der v o n Fudali aufgestellten Hypothese (vgl. Ref. 8375) auch durch eine stellenweise stärkere Unebenheit der Mondoberfläche erklärt werden können. T. L . Einzelne Mondfinsternisse 83303. Mondfinsternis 1963 Dezember 30 I E E E Trans. Antennas Propagation AP-14 82—91. A 2.8 arc-min b e a m w i d t h a n t e n n a : L u n a r eclipse observations a t 3.2 m m . H . E . K i n g , E . J a c o b s , J . M. R . O. Stacey.

66, 1966

83. Mond

481

J G R 71 1073—1081. Light illuminance and color in the E a r t h ' s shadow. J . E. H a n s e n , S. M a t s u s h i m a . — Der ungewöhnlich dunkle Erdschatten bei der Mondfinsternis vom 30. Dez. 1963 und das Fehlen der sonst auffallenden Rötung des Schattens waren Anlaß zu einer Berechnung der Lichtmenge im Erdschatten für drei Wellenlängen. Das geschah in Form einer doppelten numerischen Integration über die Atmosphäre unter Einführung verschiedener Modelle. Der Grund fur die extrem starke Verdunklung 1963 wird in einer abnorm großen Extinktion vermutet, die anscheinend durch die Staubausbreitung nach dem Vulkanausbruch Mount Agung vom 17. März 1963 verursacht wurde. Die zur Erklärung erforderliche zusätzliche Größe der Extinktion stimmt mit den Ergebnissen direkter Extinktionsmessungen verschiedener Observatorien im Jahre 1963 überein. Sehr. J G R 71 3339—3343. Observations of total eclipses of the Moon a t a wavelength of 1.82 centimeters. T. V. S e l i n g . 83304. Mondfinsternis 1964 Juni 24-25 AJ UdSSR 43 172—174 (russ. mit engl. Ref.). Observations of the lunar eclipse of J u n e 25, 1964 a t 1.8 cm. W. M. P l e t s c h k o w . — Die relative Intensitätsabnahme der Radiostrahlung in der Phase, als etwa 8 0 % der sichtbaren Mondscheibe durch den Erdschatten bedeckt waren, betrug ungefähr 6 % . Der mittlere Fehler der Messungen liegt bei ± 3 . 5 % . Verf. (ü., gek.) BAC 17 163—165. Photoelectric observations of the Moon during the total lunar eclipse of J u n e 24—25, 1964. A. F e i n s t e i n . — Während dieser Finsternis ist die Helligkeit eines Gebiets im Mare Imbrium im BV-System gemessen worden. Am auffälligsten war, daß kurz vor dem Eintritt in den Kernschatten die Farbe plötzlich um 0"?3 blauer wurde. Danach wurde das Licht rasch wieder röter und erreichte etwa 20 Minuten nach dem Eintritt in den Kernschatten ein Maximum von B - V ss 2?1. Loh. J G R 71 3339—3343. Vgl. Ref. 83303. J RAS Canada 60 135. Visual photometry of two lunar eclipses. K . C h a l k . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 97—104, 1965 (russ.). Die K o n t u r des Erdschattens bei der Mondfinsternis vom 24. zum 25. J u n i 1964. W. M. M o s h s h e r i n , N. S. T s c h e r n y c h . 83305, Mondfinsternis 1964 Dezember 19 AJ 71 103—110. Atmospheric extinction b y dust particles as determined from three-color photometry of the lunar eclipse of 19 December 1964. S. M a t s u s h i m a , J . R . Z i n k , J . E. H a n s e n . — Während der totalen Mondfinsternis 1964 Dez. 19 wurden an einem 12"-Reflektor lichtelektrische Dreifarbenmessungen im Zentralgebiet des Mare Crisium und des Mare Frigoris durchgeführt, um die Staubkomponente der Extinktion in der irdischen Hochatmosphäre in ähnlicher Weise zu bestimmen, wie dies von den Verf. während der Finsternis 1963 Dez. 30 (vgl. A J B 64 Ref. 83239) geschah. Der beobachtete Helligkeitsabfall bis zur Finsternismitte wurde durch Berechnung des Helligkeitsabfalles in der Umbra mit Hilfe von Atmosphärenmodellen verschiedenen Staub- und Wasserdampfgehaltes darzustellen versucht. Eine Staubextinktion von 0'?04 pro Luftmasseneinheit stellt die Beobachtungen am besten dar, das ist um 0™10 weniger als bei der sehr dunklen Finsternis 1963 Dez. 30. Dieser Abfall wird mit dem Abklingen des Staubeinflusses zusammengebracht, der durch den Ausbruch des Vulkans Gü-Li Mt. Agung 1963 März 17 in die Atmosphäre gelangt war. A J 71 270—272 = Publ. Goethe Link Obs. Nr. 71. Intensity and color gradients in the E a r t h ' s umbra on 19 December 1964. H . L. C o h e n , H . M. D y c k , A. Y o u n g . — Aus einer photographischen Photometrie von 5 ausgewählten Feldern in und nahe beim Mare Crisium während des Kernschatteneintritts bei der totalen Mondfinsternis 1964 Dez. 19 wurden Intensität und Farbe des Restlichtes im Kernschatten abgeleitet und in Abhängigkeit vom Abstand von der Astronom. Jahresbericht 1966

31

482

I X . Planeten. Monde

66, 1966

K e r n s c h a t t e n m i t t e dargestellt. Der Verlauf in B u n d V ist ähnlich u n d radialsymmetrisch. Der Farbenindex B—V beginnt bei 0?87 Abstand von der K e r n s c h a t t e n m i t t e stark anzusteigen. Der Gesamtanstieg zwischen 1?1 u n d 0?7 A b s t a n d ist etwa 1™0. Vergleiche mit früheren Finsternisbeobachtungen zeigen, d a ß die R ö t u n g im K e r n s c h a t t e n von Fall zu Fall s t a r k verschieden sein k a n n . Gü-Li B A N 18 167—169 = Utrechtse Sterrekundige Overdrukken Nr. 5. Isophotes of t h e Aristarchus region on t h e Moon. C. T i t u l a e r . H e D 64 58—66. Resultaten v a n de fotometrie tijdens de maansverduistering v a n 19 december 1964. A. G. J a n s e n . H e D 64 186—192. D e t e m p e r a t u u r v a n de m a a n b o d e m tijdens de verduistering v a n 19 december 1964. A . G . J a n s e n . Icarus 5 635—659. I n f r a r e d a n d visible images of t h e eclipsed Moon of December 19, 1964. J . M. S a a r i , R . W. S h o r t h i l l , T. K . D e a t o n . J G R 71 3339—3343. Vgl. Ref. 83303. J R A S Canada 60 135. Vgl. Ref. 83304. 83306. Mondfinsternis 1965 Juni 13—14 BAC 17 92—94. Enlargement of t h e E a r t h ' s shadow during t h e lunar eclipse of J u n e 14, 1965. J . B o u s k a . — Aus 10 bzw. 5 S c h a t t e n a n t r i t t e n f ü r 2 Beobachter wurden als W e r t e der Vergrößerung des E r d s c h a t t e n s 0.0244 u n d 0.0261 erhalten, die etwas über dem Erfahrungswert liegen. Die Finsternis war extrem dunkel. C. H . B S A F 80 150. Eclipse partielle de L u n e d u 14 juin 1965. M. M a r i n . Orion Schaffhausen 11 32—33. L'eclisse parziale di L u n a del 13—14 giugno 1965. L. d a l l ' A r a . R H 47 98 (tschech.). Partielle Mondfinsternis vom 13.—14. J u n i 1965. V. M. Ö e r n o v . 83307. Mondfinsternis 1965 Dezember 8 VdS Nachr. 15 19. Halbschattenfinsternis P. S t o l z e n .

des

Mondes

am

8. Dez. 1965.

83308. Mondfinsternis 1966 Mai 4—5 VdS Nachr. 15 110—111. Halbschattenfinsternis des Mondes vom 4./5. Mai 1966. P. S p a t e n k a . Sternbedeckungen 83309. T. C. van Flandern, T h e o b s e r v a t i o n of e x t r e m e g r a z i n g tations. J R A S Canada 60 77—79. — Ref. R A S Canada. 83310. W. Jaschek, D i e B e o b a c h t u n g Sternenbote 9 2 2 4 — 2 5 .

schleifender

occul-

Sternbedeckungen.

83311. F. McBain Sadler, D i s c u s s i o n of l u n a r o c c u l t a t i o n s observed i n 1 9 5 8 a n d 1 9 5 9 ( i n c l u d i n g t r e a t m e n t of o b s e r v a t i o n s f r o m 1943). Roy. Obs. Greenwich—Cape Bull. Nr. 107, 9 S. — Korrektionen der Mondbewegung gegenüber der Brownschen u n d der k ü n f t i g zu benutzenden verbesserten Ephemeride werden ermittelt u n d verglichen. Auch Mondrandkorrektionen werden jetzt berücksichtigt. hz 83312. Vorausberechnungen A N 289 153—156. Vorausberechnete Sternbedeckungen durch den Mond 1967. B S A F 80 224. Quelques occultations rasantes visibles en France. J . M e e u s .

66, 1966

83. Mond

483

BSAF 80 426—427. Quelques occultations rasantes visibles en France en 1967. J . M e e u s . Meteoor 22 1—2, 17—20. Rakende sterbedekkingen in 1966. J . M e e u s . Meteoor 22 12—16. Waarnemen van bedekkingen van zwakke sterren. P. d e B r u y n . Meteoor 22 40. Sterbedekkingen door de Maan. P. d e B r u y n . Meteoor 22 53—54. Rakende sterbedekkingen in 1967. J . M e e u s . Meteoor 22 62—63. Werkgroep sterbedekkingen. NAT 1966 S. 122—123. AstronomiskSelskab.MàneokkultationeriKebenhavn 1967. Orion Schaffhausen 11 149. Sternbedeckungen im 2. Halbjahr 1966. Sky Tel. 82 283—290. 1967 Occultation Supplement. Predictions for the United States and Canada. VdS Nachr. 15 31—32, 108. Sternbedeckungen. W. D. H e i n t z . 83313. Beobachtungen und Reduktionen AA 16 227—229 = Cracow Obs. Repr. Nr. 67. Occultations of stars by the Moon observed a t the Cracow Astronomical Observatory in the year 1964. J . M. K r e i n e r . — Betrifft 61 Beobachtungen der Bedeckungen von 31 Sternen durch 5 Beobachter. E. R . AN 289 195—196. Sternbedeckungen durch den Mond 1965, beobachtet auf der Sternwarte Sonneberg. P. A h n e r t . BAB 6 106. Occultations d'étoiles observées en 1964 et 1965. H . D e b e h o g n e , J. D o m m a n g e t . Bol. Astr. Obs. Madrid 6 Nr. 5 S. 39. Ocultaciones de estrellas por la Luna observadas en Madrid en 1965. J . P e n s a d o . Cire. Astr. Obs. Taschkent Nr. 344 S. 20 (russ.). Beobachtungen von Sternbedeckungen durch den Mond. A. G. R a c h i m o w . — 1965 Aug.—1966 Mai. Contr. Obs. People's Obs. Prague (2) 4 Nr. 1, 3 S. Observations of occultations made a t the Public Observatory Prague-Petrin in the year 1965. J . H a v e l k a , J. P a v l o u s e k . J B A A 76 188—191. Another successfully observed grazing occultation. G. E. T a y l o r . — Betrifft Z. C. 1117 (57 Gem). J . Proc. Roy. Soc. New South Wales 100 15—16 = Sydney Obs. Papers Nr. 54. Occultations observed at Sydney Observatory during 1964—65. K . P. S i m s . NAT 1966 S. 86—88. Astronomisk Selskab. Sektion for Okkultationer. Observationer udfert i 1965. P. D a r n e l l . Southern Stars 21 133—135. Occultation of Theta Ophiuchi graze observed from Northland. Urania Barcelona 51 Nr. 263 S. 126—127. Ocultaciones de estrellas por la Luna observadas en Santiago de Compostela. J . M. C o s t a . YC Nr. 1653. Lunar occultation. YC Nr. 1655, 1660. Observations of lunar occultation. 88314. Bedeckungen von Planeten Ciel et Terre 82 275—278. Occultations de planètes par la Lune, 1967—1970. J. Meeus. A J B 63 Ref. 8384. — W. B. in A J B 64 Ref. 8324. — W. B. in A J B 64 Ref. 83207. — W. B. in A J B 65 Ref. 8314. — W. B. in 60, Spaceflight 8 409. A J B 65 Ref. 8329. — W. B. in A J B 65 Ref. 8351 = Commun. A J B 65 Ref. 8379. — W. B. in celona 51 Nr. 263 S. 127—128.

J RAS Canada 60 300. Southern Stars 21 164. NAT 1966 S. 40—44. Geophys. J . RAS 11 562, Strolling Astr. 20 Weltraumfahrt 17 158. Lunar Planet. Lab. 4 Nr. 69. Geophys. J . RAS 11 365—366, Urania Bar31*

484 A J B 65 Ref. Sci. 14 51, 496—498. A J B 65 Ref. A J B 65 Ref. A J B 65 Ref.

I X . Planeten. Monde

66, 1966

83139. — W. B. in Geophys. J . RAS 12 541—542, J . Astronaut. R H 47 38, Sky Tel. 32 297, 33 166, 169, 170—171, ZfA 66 83184 = Armagh Obs. Leaflet Nr. 69. 83186 = Armagh Obs. Leaflet Nr. 70. 83289 = Zi-Ka-Wei Section Shanghai Obs. Repr. Nr. 7.

§ 84

Mars 8401. B. Aleksic, D i e E r f o r s c h u n g d e s M a r s m i t H i l f e d e s a u t o m a t i s c h e n L a b o r a t o r i u m s A M E L . Vasiona 14 64—67 (serbo-kroat.). 8402. J. N. Alexandrow, 0 . N. Rshiga, A c o m p a r i s o n of t h e r e f l e c t i o n c h a r a c t e r i s t i c s of M a r s a t 4 0 a n d 1 2 . 5 cm f r o m r a d a r o b s e r v a t i o n s a t t h e O p p o s i t i o n i n 1963. A J UdSSR 43 813—816 (russ. mit engl. Ref.). — Wie Radarbeobachtungen des Mars im Dezimeterwellenbereich zeigten, sind für die Radarreflexionen hauptsächlich die Gebiete nahe dem Zentrum der Planetenscheibe verantwortlich. Das erlaubt, die Reflexionsfähigkeit der einzelnen Gebiete der Marsoberfläche miteinander zu vergleichen. Es h a t sich gezeigt, daß die Beziehungen zwischen der Länge des Zentralmeridians und der Reflexionsfähigkeit bei 40 und 12.5 cm Wellenlänge eine Korrelation besitzen. Der 1963 f ü r Angaben bei diesen Wellenlängen erhaltene Korrelationskoeffizient beträgt +0.46. Der mittlere Reflexionskoeffizient der Marsoberfläche bei Wellenlängen länger als 40 cm beträgt etwa 0.07, das entspricht der mittleren Größe der dielektrischen Permeabilität 3.0. Die Radarbeobachtungen geben keine Hinweise auf das Vorhandensein von Wasser auf der Marsoberfläche. Verf. (ü.) * * N. P. Barabaschow, W. I. Garasha, W. N. Dudinow, of d e t e r m i n a t i o n of c o r r e c t i o n s of p l a n e t a r y s e c t i o n s . Vgl. Ref. 5102.

On the p o s s i b i l i t y P h o t o m e t r i e cross-

8403. M. J. 8. Beiton, D. M. Hunten, T h e a b u n d a n c e a n d temperature of CO 2 i n t h e M a r t i a n a t m o s p h e r e . A J 71 156 (Ref. AAS); A p J 145 454—467 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 154. — Aus spektralphotometrischen Vermessungen der schwachen C0 2 -Bande bei A = 1.05 fi im Marsspektrum ergibt sich für dieses Gas eine Häufigkeit von 68 ± 26 m-atm. Daraus erhält man für den Partialdruck des C0 2 -Anteils 5 ± 2 mb an der Oberfläche des Mars. Danach dürfte seine Atmosphäre zu 50 bis 100% aus C 0 2 bestehen. Ho. 8404. A.B.Binder, D. P. Cruikshank, T h e c o m p o s i t i o n of t h e s u r f a c e l a y e r of M a r s . Commun. Lunar Planet. Lab. 4 111—120 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 137. — Am 36'-Reflektor des K i t t Peak Obs. wurden Spektren im Bereich 0.9—2.2 p. von verschiedenen Gebieten der Marsoberfläche registriert und mit Registrierungen irdischer Gesteinsproben verglichen. Danach bestehen die hellen Wüsten einerseits aus offen zutageliegenden Felsenbildungen (z. B. Krater in Übereinstimmung mit den Mariner 4-Photos), andererseits aus losen Gesteinsbrocken aller Größen, die zumeist mit einer festen Limonitschicht bedeckt sind. Die dunklen Gebiete bestehen entweder aus vom Wind verformter basaltischer Lava oder aus verwehter Vulkanasche. Merkliche Schwankungen in der relativen Albedo (0.96 bis 1.06) zwischen verschiedenen Gebieten (Mare Cimmerium, Zephyria, Syrtis Major, Elysium) lassen Unterschiede in der Zusammensetzung ihrer Oberflächen erkennen. Gü-Li

66, 1966

84. Mars

485

8405. A. B. Binder, D. P. Cruikshank, L i t h o l o g i c a l and mineralogical i n v e s t i g a t i o n of t h e s u r f a c e of M a r s . Icarus 5 521—525 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 187. — Aus photometrischen und polarimetrischen Messungen sowie aus Laborversuchen wird geschlossen, daß die hellen Gebiete auf Mars aus freiliegendem Felsgestein bestehen, das lose mit Felstrümmern aller Größen bedeckt ist. Dieser Oberfläche ist eine dünne Schicht von Limonitstaub aufgelagert. Die bisherige Ansicht, daß die dunklen Gebiete aus Basaltlava und Vulkanasche bestehen, konnte nicht bestätigt werden. Gü-Li 8406. A. B. Binder, M a r i n e r I V : A n a l y s i s of p r e l i m i n a r y p h o t o g r a p h s . Science 152 1053—1055. — Auf den Mariner 4-Photos Nr. 7 bis 14 von Mars wurden 89 Krater zwischen 6 und 170 k m Durchmesser auf einer Fläche von 5.1 x 105 km 2 gezählt. Die Verteilung der Durchmesser ist für Krater mit D > 40 km die gleiche wie beim Mond. Das Defizit an kleineren Kratern scheint mehr eine Folge von Erosionsprozessen als durch die Grenze der Bildauflösung bedingt zu sein. Daraus wird auf ein Alter der Marsoberfläche von 2.2 bis 3 X 109 Jahren geschlossen. 13% der Marskrater haben Zentralberge (11.7% sind es beim Mond). Das legt nahe, Meteoritenimpakt als Entstehungsursache anzunehmen. Die Existenz von Liniensystemen läßt auf einen ähnlichen Entwicklungsgang wie beim Mond schließen: Kontraktion, Erzeugung von Oberflächenspannungen und Abnahme des Drehmoments. Gü-Li 8407. W. A. Bronstein, P r e l i m i n a r y r e s u l t s of t h e e x a m i n a t i o n of M a r i n e r - 4 p i c t u r e s of M a r s . A J UdSSR 48 1261—1266 (russ. mit engl. Ref.). — Auf Grund einer Analyse der Aufnahmen von «Mariner 4» wurden die photographierten Gebiete der Marsoberfläche näher beschrieben. Insgesamt wurden 110 Krater und kraterähnliche Gebilde mit Durchmessern zwischen 5 und 120 km entdeckt, deren Verteilung ermittelt wurde. Auf dem Mars herrschen Krater mit Ausdehnungen zwischen 10 und 40 km vor; sie befinden sich sowohl in den hellen als auch in den dunklen Gebieten. Einige haben auch einen Zentralberg, bei vielen ist der Wall zur Hälfte zerstört. Auch Gebirge und Erhebungen ließen sich beobachten. Die Auswirkungen der Erosion auf die Krater sind bemerkbar. Verf. diskutiert verschiedene Erosionsmechanismen. Anzeichen f ü r die Existenz von Kanälen wurden auf den Photos nicht entdeckt. Verf. (ü.) 8408. K.E.Bullen, On t h e C o n s t i t u t i o n of M a r s , I I I . MN 133 229—238. — Verf. vergleicht die Ergebnisse von Lyttleton und von Ramsay über den inneren Aufbau von Mars mit seinen eigenen Vorstellungen (vgl. A J B 49 Ref. 7404 und A J B 57 Ref. 7410) und kommt zu dem Schluß, daß Mars und Erde weitgehend gemeinsame Eigenschaften in Bezug auf die chemische Zusammensetzung und die physikalische Konstitution im Mantel und im Kern aufweisen. Nur über die Lage der Grenze zwischen Mantel und Kern, d. h. über den Kernradius, herrschen noch weitgehende Meinungsverschiedenheiten. Gü-Li 8409. K. E. Bullen, I m p l i c a t i o n s of t h e r e v i s e d M a r s r a d i u s . Nature 211 396. — Aus den Messungen der Bedeckung von Mariner 4 durch Mars (Juli 1965) folgt f ü r den mittleren Marsradius 3390 ± 6 km, das sind 60 km mehr als vorher angenommen. Aus den Beobachtungen der Bahn von Mariner 4 ergab sich außerdem eine geringe Verkleinerung der Masse. Beide Ergebnisse verringern die mittlere Dichte von Mars und erfordern eine Revision der bisherigen Ansichten über den inneren Aufbau dieses Planeten. Gü-Li 8410. K. von Bülow, D i e s e h e n . SuW 5 116.

Nahaufnahmen

vom

8411. E. Burgess, T h e r e a r e « c a n a l s » o n M a r s .

Mars,

geologisch

ge-

Spaceflight 8 46—47, 74.

8412. J . W. Chamberlain, M. B. McElroy, M a r t i a n a t m o s p h e r e : T h e M a r i n e r o c c u l t a t i o n e x p e r i m e n t . Science 152 21—25 = Contr. K i t t Peak

I X . Planeten. Monde

486

66, 1966

National Obs. Nr. 148. — W ä h r e n d der Bedeckung von Mariner 4 d u r c h Mars wurde die Phasenverschiebung der Trägerwelle des Telemetriesenders gemessen, u m daraus Informationen über die Dichte der neutralen Marsatmosphäre zu erhalten u n d Rückschlüsse auf die Thermosphäre ziehen zu können. E s zeigten sich erhebliche Abweichungen gegenüber dem Atmosphärenmodell v o n M. B. McElroy u n d Mitarbeitern (vgl. A J B 65 Ref. 8489). Zur Darstellung der Beobachtungen wird u n t e r der A n n a h m e von 4 4 % C 0 2 u n d 5 6 % N 2 ein Modell berechnet, wobei das C 0 2 nicht vollständig dissoziiert ist. Die Dichte fällt von 1016 Molekülen/cm 3 in 50 k m H ö h e auf 1.7 X 10" Moleküle/cm 3 in 300 k m . Die T e m p e r a t u r steigt im gleichen Bereich von 160° auf 410° an. Gü-Li 8413. A. J. Cohen, M a r t i a n 8414. A. J . Cohen, — Ref. AAS.

Seasonal

canal system. color

A J 71 849. — Ref. AAS.

changes

on

Mars.

A J 71 849—850.

8415. J. Connes, P. Connes, L . D . K a p l a n , M a r s : N e w a b s o r p t i o n bands i n t h e s p e c t r u m . Science 153 739—740. — W ä h r e n d der Opposition 1965 wurden in H a u t e Provence spektroskopische Untersuchungen an Mars angestellt. Das benutzte Michelson-Interferometer sowie gleichzeitig durchgeführte Beobachtungen a n Venus zusammen mit solaren Vergleichsspektren werden in einer weiteren Veröffentlichung (vgl. Ref. 2316) beschrieben. Die Marsspektren sind im Bereich 5700 bis 6950 cm~ l u n d 4050 bis 4550 cm~' bei einer Auflösung von 1 bzw. 4 c m - 1 aufgenommen worden. Zur genaueren Abschätzung des Oberflächendrucks wurde die Absorption in den 1.6 ¡n, C 0 2 - B a n d e n gemessen. Dabei wurden im nahen I n f r a r o t neue Absorptionslinien gefunden, die nicht auf solaren oder tellurischen Ursprung zurückzuführen sind. I h r Vorhandensein läßt auf reduzierte Gaskomponenten in der Marsatmosphäre schließen. Henn 8416. S. Cortesi, M a r s

1965.

Orion Schaffhausen 11 140—143.

* * R. D. Davies, D. Williams, O b s e r v a t i o n s of t h e c o n t i n u u m é m i s sion f r o m V e n u s , M a r s , J u p i t e r a n d S a t u r n a t 21.2 cm w a v e l e n g t h . Vgl. Ref. 8234. 8417. S. Debarbat, D i s c u s s i o n d e s o b s e r v a t i o n s d e M a r s e f f e c t u é e s e n 1 9 6 3 à l ' a s t r o l a b e A. D a n j o n . BA (3) 1 279—286. — Die Abweichungen / l a u n d A 8 von Marsbeobachtungen, ausgeführt a n den Astrolabien von Besançon u n d Paris (1963 J a n . 24 bis März 24), werden untersucht u n d m i t denen von Durchgangsbeobachtungen von Mailand u n d Washington verglichen. Die Reste wurden nach «The American Ephemeris» sowie nach der Ephemeride von R . L . Duncombe u n d G. M. Clemence berechnet. Verf. 8418. A. Dollfus, D é t e r m i n a t i o n d e l a l u m i n a n c e d e l ' a t m o s p h è r e d e l a p l a n è t e M a r s . CR (B) 262 519—522. — Die 1952 mit d e m visuellen Polarisationsphotometer (vgl. A J B 56 Ref. 2231) begonnenen Messungen wurden während der folgenden 6 Oppositionen fortgesetzt. Die Variationen der Polarisation vom Z e n t r u m z u m R a n d ergeben bei Abwesenheit v o n Schleiern u n d Wolken eine Flächenhelligkeit von 6 x 10~4 stilb/phot. F ü r die reine Atmosphäre wird ein Bodendruck von 30 m b abgeleitet. Aus spektroskopischen Untersuchungen (vgl. A J B 64 Ref. 8422, 8443) sowie aus Messungen von Mariner 4 war ein Druck von 9 bis 20 m b b e s t i m m t worden. Bei A n n a h m e dieses Wertes m ü ß t e die Marsatmosphäre Aerosole m i t Teilchendurchmessern kleiner als die Lichtwellenlänge enthalten. Henn 8419. A. Dollfus, J. Focas, S u r l a p u r e t é d e l ' a t m o s p h è r e d e l a p l a n è t e M a r s . CR (B) 262 1024—1027. — Polarimetrische Messungen vom Dez. 1964 bis zum J u l i 1965 ergaben f ü r den DifFusionskoeffizienten der Marsatmosphäre in Scheibenmitte u n d im Blauen (0.470 /u) 15 X 10 4 stilb/phot. Dieser Koeffizient

66, 1966

84. Mars

487

variiert wie A~4. Die reine Atmosphäre ist frei von Restaerosolen, ausgenommen vielleicht von sehr kleinen Teilchen (mit Durchmessern kleiner als die Lichtwellenlänge). Diese würden sich optisch-polarimetrisch fast wie Moleküle verhalten. Der aus photometrischen Messungen abgeleitete atmosphärische Druck von 30 m b wäre d a n n überschätzt. Die verschleiernde Wirkung der Atmosphäre im Blauen ist klein; sie reicht nicht aus, Flecke auf dem Boden merklich zu verdecken. Loh. 8420. T. M. Donahue, U p p e r a t m o s p h e r e a n d i o n o s p h e r e of M a r s . Science 152 763—764. — Wenn das von J . W. Chamberlain u n d M. B. McElroy (vgl. Ref. 8412) berechnete Temperaturprofil der Marsatmosphäre oberhalb 50 k m Höhe richtig ist u n d wenn die niedere Atmosphäre vorwiegend aus C 0 2 besteht u n d die von Mariner 4 gemessene Partialdichte f ü r C 0 2 zutrifft, d a n n b e t r ä g t die Gasdichte in 125 k m Höhe etwa 10 11 Moleküle/cm 3 . D a r a u s folgt, d a ß die aus dem Bedeckungsexperiment von Mariner 4 ermittelte einschichtige Ionosphäre eine F 1-Region ist und dort maximale UV-Photoionisation a u f t r i t t . Gü-Li 8421. R. B. Dyce, R a d a r o b s e r v a t i o n s of M a r s a t 7 0 c m . Trans. American Geophys. Union 47 427. — Ref. R. 0. * * E.E.Epstein, D i s k t e m p e r a t u r e s of M e r c u r y a n d M a r s a t 3 . 4 m m . Vgl. Ref. 8204. 8422. J. K. Filippow, M a t h e m a t i k u n d . . . M a r s k a n ä l e . Priroda 55 Nr. 10 S. 104—105 (russ.). 8423. F. F. Fish jr., T h e s t a b i l i t y of g o e t h i t e o n M a r s . J G R 71 3063 —3068. — Verf. untersucht die thermodynamische Stabilität von Goethit ( H F e 0 2 ) , einem Mineral, das aus der Reaktion von H ä m a t i t (F 2 0 3 ) u n d Wasser hervorgeht u n d die aus den Beobachtungen folgende Polarisation u n d Reflektivität der Marsoberfläche a m besten darstellt. E r geht dabei aus von den thermodynamischen P a r a m e t e r n , die R . F . Schmalz (vgl. J G R 64 575—579, 1959) u n d J . A. Adamcik (vgl. A J B 63 Ref. 8401) verwendet haben, u n d variiert diese in drei Hypothesen. H ä m a t i t erwies sich als die stabilere Konstituente, während Goethit schon in relativ kurzen geologischen Zeiträumen dissoziiert. Gü-Li atmo8424. G. Fjeldbo, W. C. Fjeldbo, V. R. Eshleman, M o d e l s f o r t h e s p h e r e of M a r s b a s e d o n t h e M a r i n e r 4 o c c u l t a t i o n e x p e r i m e n t . J G R 71 2307—2316. — Eine gegenüber früheren Untersuchungen der Verf. (vgl. Proc. C a l t e c h . — J P L L u n a r Planet. Conference, 1965 Sept. 13—18) verfeinerte Analyse der Ergebnisse des Mariner 4-Bedeckungsexperiments ergab u n t e r anderem eine zusammenhängende C0 2 -Atmosphäre bis 70 k m Höhe, deren Dichte a m Boden der Dichte der E r d a t m o s p h ä r e in 34 k m H ö h e entspricht. Oberhalb 70 k m ist das C 0 2 durch die solare UV-Strahlung dissoziiert, u n d oberhalb 90 k m ist atomarer O die H a u p t k o n s t i t u e n t e . Die Atmosphäre ist a m Boden sehr kalt (180°). Die Exosphäre beginnt bei etwa 140 k m Höhe. Gü-Li 8425. G. Fjeldbo, W. C. Fjeldbo, V. R. Eshleman, A t m o s p h e r e of Mars: M a r i n e r I V m o d e l s c o m p a r e d . Science 153 1518—1523. — Zur E r k l ä r u n g der Existenz einer Marsionosphäre, die durch das Bedeckungsexperiment mit Mariner 4 wahrscheinlich gemacht wurde (vgl. A J B 65 Ref. 8470), definieren Verf. 3 Klassen von Modellatmosphären, die etwa der irdischen Atmosphäre im Bereich der F 2 -, F r bzw. E-Schicht entsprechen. Theorie u n d Beobachtung stimmen a m besten f ü r ein F 2 -Modell überein, in dem Photodissoziation des C 0 2 u n d diffuse Trennung des 0 + - I o n s in der oberen, rein a t o m a r e n Sauerstoffatmosphäre stattfinden. Gü-Li

I X . Planeten. Monde

488

66, 1966

8426. P. M. Frolow, Z u r E x i s t e n z t i e f e r W a s s e r a u f d e m P l a n e t e n M a r s . Bull. Naturforschende Ges. Moskau, Geol. Abt. 41 Nr. 3 S. 150 (russ.). — Vortrag. — Ref. in R J UdSSR 1967 2.51.530. 8427. S. N. Ghosh, A. Sharma, A p h o t o c h e m i c a l m o d e l of t h e M a r t i a n a t m o s p h e r e . Indian J . Phys. 40 475—486. — Ref. in Phys. Abstr. 70 1700. 8428. J. W. Goodman, Astr. 19 181—183.

The

Coming

quest

for

life

on

Mars.

Strolling

8429. L. D. Gray, T r a n s m i s s i o n of t h e a t m o s p h e r e of M a r s i n t h e r e g i o n of 2 fi. Icarus 5 390—398. — Verf. berechnet die Durchlässigkeit der Erd- und Marsatmosphäre für die C0 2 -Bande bei 2 ¡x. I n beiden Fällen ergibt sich ein Wert von 500 ± 100 m-atm mb für das Produkt mp. Mit m « 70 m-atm (C0 2 -Gehalt pro Luftmasse eins) im Fall von Mars findet man einen effektiven Druck p an der Planetenoberfläche von 7.1 ± 2.2 mb. Oster 8430. S. H. Gross, T h e p l a n e t M a r s — i t s a t m o s p h e r e a n d I E E E Spectrum 3 Nr. 12 S. 5.

ionosphere.

8431. 8. H. Gross, W. E. McGovern, S. I. Rasool, M a r s : U p p e r a t m o s p h e r e . Science 151 1216, 1221. — Aus spektroskopischen Beobachtungen und aus den Ergebnissen des Mariner 4-Bedeckungsexperiments wird ein Modell f ü r die thermische Struktur der Hochatmosphäre von Mars berechnet. Dazu wird angenommen, daß die gesamte Atmosphäre vorwiegend aus C0 2 besteht und daß Oberflächendruck bzw. Temperatur 5—10 mb bzw. 200° betragen. I n 80 km Höhe tritt die Dissoziation des C 0 2 ein. Die Exosphärentemperatur ergibt sich daraus zu 550° ± 150°. Diese Resultate lassen einige Schlüsse auf die Entstehung der Marsatmosphäre zu. Gü-Li 8432. W. K. Hartmann, M a r t i a n c r a t e r i n g . Commun. Lunar Planet. Lab. 4 121—131. — Aus den Aufnahmen von Mariner 4 werden die Krater auf Mars in Abhängigkeit von ihren Durchmessern abgezählt und die daraus folgende Anzahl-Durchmesserfunktion mit der des Mondes verglichen. Das Alter der mit Kratern größer als 50 km besetzten Marsoberfläche wird auf 4 x 109 J a h r e geschätzt. Die Gebiete mit kleineren Kratern sind jünger. Die Durchmesserverteilung der Marskrater weist auf die Annahme hin, daß ihre Entstehung durch Aufschlag von asteroidischen Fragmenten verursacht wurde. Gü-Li 8433. W. K. Hartmann, M a r t i a n c r a t e r i n g . Icarus 5 565—576. — Aus den Telephotos von Mariner 4 wird nach der Methode des Verf. (vgl. A J B 64 Ref. 8377) die Kraterfrequenz F (D) = A log D für Mars abgeleitet und mit der des Mondes verglichen. Dabei ist F (D) die Anzahl der Krater des Durchmessers D pro km 2 . Während die Funktion F (D) beim Mond nahezu linear von den kleinsten zu den größten Kratern verläuft, zeigt die entsprechende Kurve für Mars bei den kleineren Kratern bis D = 50 km ein Defizit in der Anzahl. Bei den kleinsten Marskratern ( < 8 km) ist dies einem Mangel an Auflösung der Mariner-Photos zuzuschreiben. F ü r das Defizit an mittelgroßen Kratern macht Verf. die Erosion an der Marsoberfläche verantwortlich. Gü-Li * * P. H£derv&ri, O n t h e Ref. 8244.

magnetic

f i e l d s of V e n u s

8434. G. Horn-d'Arturo, I I p i a n e t a M a r t e f o t o g r a f a t o d a p r e s s o . Coelum 34 1—4.

osservato

and da

Mars. lontano

Vgl. e

8435. N. B. Ibragimow, B e s t i m m u n g d e r o p t i s c h e n P a r a m e t e r der M a r s a t m o s p h ä r e i m k u r z w e l l i g e n T e i l d e s S p e k t r u m s . Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 8 (Astr. Nr. 2) S. 38—41, 1965 (russ.). — Aus Beobachtungen

66, 1966

489

84. Mars

während der Opposition 1960/61 werden für die Marsatmosphäre im kurzwelligen Bereich (4050 und 4250 A) Phasenkurven abgeleitet. Die Abweichung von der Rayleigh-Streuung ist beträchtlich. Optimale Streuparameter wurden berechnet. Sie führen zu der Annahme, daß im kurzwelligen Bereich des Marsspektrums grobe, das Licht in Einfallsrichtung streuende Teilchen eine wesentliche Rolle spielen. Petri 8436. D. C. Knight, T h e F i r s t B o o k of M a r s . New York, F . W a t t s Inc., 1966. 96 S. Preis $ 2.65. — B. in Sky Tel. 31 229. 8437. D. C. Knight, L e t ' s F i n d O u t A b o u t M a r s . New York, F . W a t t s Inc., 1966. 55 S. Preis $ 2.65. — B. in Sky Tel. 32 157. 8438. E. KruSp&n, D e r

mondähnliche

Mars.

Orion Schaffhausen 11 34.

* * A. D. Kusmiii, E r g e b n i s s e d e r R a d i o b e o b a c h t u n g e n V e n u s u n d M a r s . Vgl. Ref. 8207.

von

Merkur,

8439. B. G. Kutusa, B. J . Lossowskij, A. E. Salomonowitsch, O b s e r v a t i o n s of t h e r a d i o e m i s s i o n of M a r s a t 8 m m . A J UdSSR 43 236—237 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. teilen die im März 1965 gemessene Radiostrahlung des Planeten mit. Die über die Scheibe gemittelte Strahlungstemperatur beträgt 225 ± 10°. Verf. (ü.) 8440. R. B. Leighton, T h e p h o t o g r a p h s f r o m M a r i n e r I V . Sei. American 214 Nr. 4 S. 54—68. — Verf. berichtet als Mitbegründer des Mars—Mariner 4Programms, welche wissenschaftlichen Befunde aus den Marsbeobachtungen der letzten 10 J a h r e zum Vorschlag einer Raumfahrtmission geführt haben und welche technischen Voraussetzungen bis zum Start 1964 Nov. 28 erfüllt werden mußten. Nach einer Beschreibung der Fernseh-Aufnahmekamera folgt eine Schilderung des 228 Tage dauernden Fluges sowie der 26 Minuten dauernden Phase der größten Annäherung, in der 22 Bilder aufgenommen wurden. Das Verfahren der Reproduktion vom Magnetband bis zum optischen Bild wird beschrieben. Eine erste Analyse der Bilder ergab unter anderem, daß die Marskrater größer und Gü-Li flacher sind als die Mondkrater. 8441. R. B. Leighton, B. C. Murray, B e h a v i o r of c a r b o n d i o x i d e and o t h e r v o l a t i l e s o n M a r s . Science 153 136—144. — Ref. in La N a t u r e 94 430. — Verf. entwickeln ein einfaches thermisches Modell für die Marsoberfläche und kombinieren dieses mit den aus neueren Beobachtungen bekannt gewordenen Daten für die chemische Zusammensetzung der Marsatmosphäre. Sie gelangen zu dem Schluß, daß die weißen Polkappen vorwiegend aus gefrorenem C 0 2 bestehen. Das Verschwinden der Polkappen wird durch die Annahme einer gelegentlichen Bedeckung des festen C0 2 mit einer dünnen Schicht von Eiswasser erklärt, die nach genügender Erwärmung verdampft und die feste C0 2 -0berfläche wieder freigibt. Gü-Li * * P. Leonardi, O s s e r v a z i o n i e m a r z i a n i . Vgl. Ref. 83142.

geomorfologiche

sui

crateri

lunari

8442. C. Leovy, N o t e o n t h e r m a l p r o p e r t i e s of M a r s . Icarus 5 1—6. — Verf. versucht, die von W. M. Sinton und J . Strong (vgl. A J B 6« Ref. 8456) mit dem 200'-Spiegel des Mt. Palomar Obs. gemessene tägliche Schwankung der Infrarotstrahlung von Mars durch ein Modell der täglichen Temperaturschwankung an der Marsoberfläche darzustellen. Dabei werden die atmosphärischen Einflüsse (Wärmestrahlung des Bodens in die Atmosphäre, Rückstrahlung der Atmosphäre und Wärmeaustausch durch Leitung und Konvektion) berücksichtigt. Es zeigte sich, daß die Wärmeleitfähigkeit der obersten, wenige Zentimeter dicken Bodenschicht sehr gering ist. Das erfordert die Annahme einer Bodenbedeckung mit feinkörnigem Staub. Gü-Li

490

I X . Planeten. Monde

66, 1966

8443. C. Leovy, M a r s i c e c a p s . Science 154 1178—1179. — Zur E r k l ä r u n g des Zustandekommens der weißen Polkappen auf Mars werden zwei Atmosphärenmodelle diskutiert, bei denen der vertikale u n d horizontale W ä r m e a u s t a u s c h berücksichtigt wird. Es ergab sich, daß die Polkappen durch Niederschlag von festem C 0 2 an der Marsoberfläche gebildet werden. Aber dieser Vorgang k a n n d u r c h die Bildung dünner H 2 0-Eiswolken im Sinne einer Verminderung des C0 2 -Niederschlags beeinträchtigt werden. Gü-Li 8444. W. Ley, M a r i n e r I V t o M a r s . New York, New American L i b r a r y of World Literature, Inc., 1966. 157 S. Preis 60 c. — B. in Sky Tel. 32 97, Strolling Astr. 20 59—60. 8445. T. L. MacDonald, M a r s a n d

the

Moon.

J B A A 76 316—318.

8446. S. W. Majewa, E i n i g e R e c h n u n g e n z u r t h e r m i s c h e n G e s c h i c h t e v o n M a r s u n d M o n d . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 49—70, 1965 (russ.). — I n gekürzter F o r m h a t Verf. über dieses T h e m a bereits in der in A J B 64 Ref. 8431 zitierten Abhandlung berichtet. Loh. 8447. G. J . H. McCall, I m p l i c a t i o n s of t h e M a r i n e r I V p h o t o g r a p h y of M a r s . N a t u r e 211 1384—1385. — Auf dem Marsphoto Nr. 11 von Mariner 4 zeigt sich in einem kleinen K r a t e r ein Zentralberg, während der innere R a n d eines größeren K r a t e r s schuppenförmig a b g e s t u f t ist, wie dies bei einigen irdischen Vulk a n k r a t e r n (Krakatau, Aso, Santorin, Menengai) beobachtet wurde. Verf. schließt daraus auf eine vulkanisch-tektonische E n t s t e h u n g der Marskrater u n d ist nicht der Meinung von R . B. Leighton u n d Mitarbeiter (vgl. A J B 65 Ref. 8480), die Meteoriteneinfall als Entstehungsursache der Marskrater annehmen. Gü-Li 8448. K. Menzel, L i f e o n M a r s . J . Astr. Soc. West. Australia 17 J a n . S. 6. 8449. S. Miyamoto, M a r t i a n a t m o s p h e r e a n d c r u s t . Icarus 5 360—374 = Contr. Inst. Astrophys. K w a s a n Obs. Univ. K y o t o Nr. 142. — Auf G r u n d von Wolkenbeobachtungen auf Mars wird ein Modell der Zirkulation in der nördlichen Hemisphäre abgeleitet. Oster 8450. J. W. M. Mohrmann, M a r s . Meteoor 22 11. 8451. G. de Mottoiii, S ü l l e f o t o g r a f i e d i M a r t e o t t e n u t e d a l l a s o n d a a u t o m a t i c a « M a r i n e r I V » . P u b b l . Oss. Astr. Milano-Merate (NS) N r . 15, 14 S. + 10 Tafeln. — Die Mariner 4-Photos N r . 1—16 vom Mars werden in einheitlichem Maßstab abgebildet u n d paarweise zusammengesetzt. Auf den Aufn a h m e n N r . 1—4 wurde ein Wolkenfeld entdeckt, das bis zum P l a n e t e n r a n d (Nr. 1) reicht u n d eine Gipfelhöhe von 30 k m h a t . Gü-Li 8452. F. M. Neubauer, T h e r m a l c o n v e c t i o n i n t h e M a r t i a n a t m o s p h e r e . J G R 71 2419—2426. — J . A. R y a n (vgl. A J B 64 Ref. 8451) h a t gezeigt, daß bei dem niedrigen Druck a n der Marsoberfläche ein globales Windsystem, das zur Erzeugung der beobachteten gelben Staubwolken ausreichend ist, nicht vorhanden sein kann. Verf. erklärt die Bildung der Staubwolken durch örtliche Wirbelstürme nach Art unserer Tornados u n d Tromben u n d stellt fest, daß das zur Erzeugung von vertikaler thermischer Konvektion notwendige Temperaturprofil eine zur Erzeugung von Wirbelstürmen genügend große tägliche Variation besitzt. Gü-Li 8453. R. B. Norton, E.E.Ferguson, F. C. Fehsenfeid, A. L. Schmeltekopf, I o n n e u t r a l r e a c t i o n s i n t h e M a r t i a n i o n o s p h e r e . Planet. Space Sei. 14 969—978. — Die Ergebnisse des Mariner 4-Bedeckungsexperiments f ü h r e n auf den Verlauf der Elektronenkonzentration m i t der Höhe, die zwei Maxima in 95 bzw. 125 k m Höhe mit 2.5 x 104 E l / c m 3 bzw. 9 x 104 E l / c m 3 zeigt. E s wird eine Anzahl Reaktionen diskutiert, die diese Elektronendichteverteilung erklären

66, 1966

84. Mars

491

können. Eine hervorragende Rolle hierbei spielt die Reaktion 0 + + C 0 2 -> 0 2 + + CO. Zwei Atmosphärenmodelle mit vorgegebenen O- und C0 2 -Gehalten und Temperaturverläufen ergaben eine vorläufig befriedigende Darstellung. Gü-Li 8454. G. Ohring, J . Mariano, T h e v e r t i c a l t e m p e r a t u r e d i s t r i b u t i o n t h e M a r t i a n a t m o s p h e r e . J . Atmosph. Sei. 23 251—255.

in

8455. E. J . Öpik, T h e M a r t i a n s u r f a c e . Science 153 255—265 = Contr. Armagh Obs. (4) Nr. 1. — Das Beobachtungsmaterial über die Marsoberfläche einschließlich der Photos von Mariner 4 wird zusammenfassend diskutiert, wozu 39 Quellen herangezogen wurden. Die Marskrater, vor 16 Jahren bereits von E . J . Öpik und C. W. Tombaugh vorausgesagt, haben infolge der geringen Erosionsrate eine lange Erhaltungszeit. Soweit sie mehr als 20 km Durchmesser haben, können sie so alt wie die Marsoberfläche selbst sein. Ihre Zahl pro Flächeneinheit übersteigt die aus der planetarischen Kollisionstheorie berechnete um das Vierfache und ist doppelt so hoch wie die in den Maregebieten des Mondes. Die Existenz von Vegetation in den Dunkelgebieten wird bejaht. Die Kanäle werden als Krustensprünge gedeutet, die beim Aufsturz von großen Meteoriten oder Kleinen Planeten entstanden sind. Die Unsicherheit all dieser Aussagen wird betont. Gü-Li 8456. J . Otterman, F. E. Bronner, M a r t i a n w a v e o f d a r k e n i n g : A f r o s t p h e n o m e n o n ? Science 153 56—60. — Das mehrfach beobachtete Dunkelwerden gewisser, eng begrenzter Regionen der Marsoberfläche wird als Frosterscheinung gedeutet. Vorwiegend im Marsfrühling gelangt beim Abschmelzen der Polkappe Wasserdampf in die Atmosphäre, der äquatorwärts transportiert wird und in niederen Breiten nach Abkühlung der Atmosphäre (nachmittags und abends) niederschlägt. Das nachfolgende nächtliche Gefrieren dieses Tauniederschlages bildet Eisnadelfelder, die wegen ihrer porösen Struktur am folgenden Morgen dunkGü-Li ler erscheinen als die eisfreie Umgebung. 8457. T. Owen, T h e c o m p o s i t i o n a n d s u r f a c e p r e s s u r e o f t h e M a r t i a n a t m o s p h e r e : R e s u l t s f r o m t h e 1 9 6 5 O p p o s i t i o n . A p J 146 257—270 = Contr. McDonald Obs. Nr. 410. — Aus 6 Spektrogrammen mit dem 82'-McDonaldReflektor 1965 März 9 ergaben sich für den Atmosphärendruck an der Marsoberfläche 9 mb mit einer Streuung von 5 bis 20 mb. Das ist niedriger, als frühere Beobachtungen ergaben. Dieses Ergebnis beruht auf einem größeren C0 2 -Gehalt, der sich aus den C0 2 -Banden bei 1.6 fi ableiten ließ. Betrachtungen über Entstehung und Entwicklung der Marsatmosphäre führen zu dem Schluß, daß diese weitgehend der von leicht flüchtigen Gasen befreiten Erdatmosphäre gleicht. Gü-Li 8458. K. D. ßakos, T h e a t m o s p h e r i c p r e s s u r e a t t h e s u r f a c e o f Mars. Lowell Obs. Bull. 6 221—231. — Photometrische Messungen der Verfinsterung von Phobos durch Mars wurden zur Bestimmung des Luftdrucks an der Oberfläche des Planeten Mars ausgewertet. Die Messungen wurden am 61"-Reflektor in Flagstaff und am 84'-Teleskop auf dem K i t t Peak ausgeführt. Mit dem bisher angenommenen Druck von 80 mb lassen sich die Beobachtungen nicht deuten, wohl aber mit Drucken zwischen 10 und 30 mb. Ho. 8459. A. Bibera, J . M. Oliver, S t r a n g e s i m i l a r i t i e s b e t w e e n f r a m e 11 o f t h e Mariner I V p h o t o g r a p h s of Mars and the lunar region Clavius. Strolling Astr. 19 81—86. 8460. T. S. Bingnes, Med M a r s som m ä l . Naturen 1966 S. 3 8 7 ^ 3 3 = Teoret. Astrofys. Blindern-Oslo Smätrykk Nr. 56.

Inst.

8461. J . C. Robinson, G r o u n d - b a s e d p h o t o g r a p h y o f t h e M a r i n e r I V r e g i o n o f M a r s . Icarus 5 245—247. — Während der Marsopposition 1965 wurde das von Mariner 4 überflogene Gebiet von der Erde aus in fünf Farben photographisch beobachtet. Es wurden die Positionen sowohl der Dunkelgebiete

492

I X . Planeten. Monde

66, 1966

als auch der durch Staubdunst überdeckten Regionen gemessen und die tageszeitliche Veränderung des Dunstes untersucht. 1965 Juli 14, am Tage der MarinerAufnahmetätigkeit, scheint das überflogene Gebiet weitgehend frei von Dunst gewesen zu sein. Doch dies ist eine Extrapolation, denn an diesem Tag betrug der scheinbare Marsdurchmesser nur noch 6."5. Gü-Li 8462. C. Sagan, J. B. Pollack, A n i n o r g a n i c m o d e l of M a r t i a n p h e n o m e n a . A J 71 178. — Ref. AAS. 8463. C. Sagan, J. B. Pollack, 869. — Ref. AAS.

Elevation

8464. C. Sagan, T h e M a r i n e r I V 8 S.

mission

differences

on

Mars.

A J 71

t o M a r s . ASP Leaflet Nr. 445,

8465. C. Sagan, M a r i n e r I V o b s e r v a t i o n s a n d t h e p o s s i b i l i t y of i r o n o x i d e s o n t h e M a r t i a n s u r f a c e . Icarus 5 102—103 = H a r v R e p r N r . 706.— Verf. macht zwei Gründe f ü r die Annahme von Eisen oder Eisenoxyden in den oberen Schichten des Marsbodens geltend: 1.) Das durch Mariner 4 festgestellte Pehlen eines Magnetfeldes läßt vermuten, daß Mars keinen Nickel-Eisen-Kern hat und daß das Eisen im Laufe der Frühentwicklung des Planeten in bedeutenden Mengen in den oberflächennahen Schichten geblieben ist. 2.) Die Existenz von Marskratern läßt auf eine Zufuhr von Eisen oder eisenhaltigen Mineralien durch den Einsturz von Meteoriten schließen. Gü-Li 8466. C. Sagan, J. B. Pollack, On t h e n a t u r e of t h e c a n a l s of M a r s . N a t u r e 212 117—121 = H a r v Repr (2) Nr. 238. — Verf. stellen die zahlreichen Deutungen der Marskanäle in historischer Reihenfolge zusammen und diskutieren das Problem unter Berücksichtigung der Ergebnisse von Radarbeobachtungen und von Mariner 4. Sie finden, daß die Kanäle Höhenrücken oder Bergketten sind, die mit den Schwellen und Gebirgszügen am Boden des Atlantischen Ozeans vergleichbar sind. Auf der 11. Aufnahme von Mariner 4 konnten tektonische Erhebungen entdeckt werden, die den Eindruck von geradlinigen Kanälen machen, aber in Wirklichkeit Hügelketten sind. Gü-Li 8467. C. Sagan, J. B. Pollack, R. M. Goldstein, R a d a r D o p p l e r s p e c t r o s c o p y of M a r s . I . E l e v a t i o n d i f f e r e n c e b e t w e e n b r i g h t a n d d a r k a r e a s . SAO Special Rep. Nr. 221, 12 -f 75 S. — Aus Radarbeobachtungen in 10° breiten Längenstreifen bei 21?6 nördlicher areographischer Breite während der Marsopposition 1965 folgt, daß die dunklen Gebiete Hochebenen oder Depressionen sind. Mit Hilfe von 36 Doppler-Spektrogrammen wurde nachgewiesen, daß es sich um Hochebenen handelt, bei denen vom Zentrum nach dem R a n d hin Böschungswinkel von 1 bis 7° auftreten. Eine Liste gibt Einzelheiten über Ausdehnung und Böschungsgrad von 23 Regionen, die Dunkelgebieten angehören. Gü-Li 8468. C. Sagan, J. B. Pollack, E l e v a t i o n d i f f e r e n c e s o n M a r s . SAO Special Rep. Nr. 224, 5 + 45 + 6 S. — Aus Messungen der Radarreflektivität und der Radar-Doppler-Spektren als Punktion der areographischen Länge wurde gefunden, daß die dunklen Gebiete auf Mars höher liegen als die hellen. Böschungen von einigen Graden und Höhenunterschiede bis zu 17 km wurden ermittelt. Eine Konzentration von Hochebenen längs der Äquatorzone kann die bisher bestehende Diskrepanz zwischen den Werten der dynamischen und der optischen Abplattung erklären. Auf die verschiedenen Bedingungen für die Existenzmöglichkeiten von Organismen in den dunkeln und hellen Gebieten wird eingegangen. Gü-Li 8469. J. W. Salisbury, T h e l i g h t a n d d a r k a r e a s of M a r s . Icarus 5 291— 298. — Eine Betrachtung älterer und jüngster Beobachtungen der Marsoberfläche einschließlich der Aufnahmen von Mariner 4 macht es unwahrscheinlich, daß Limonit der Hauptbestandteil der hellen Gebiete ist. E s wird angenommen, daß

66, 1966

84. Mars

493

es sich um pulverisiertes Krustengestein handelt, das infolge langzeitiger Verwitterung mit Limonit bedeckt ist. Zur Deutung der dunklen Gebiete liefern sowohl die anorganische Theorie von D. G. Rea (vgl. A J B 64 Ref. 8446) als auch die verschiedenen organischen Hypothesen (Vegetationsbildung) gleichwertige Argumente. Gü-Li 8470. W. W. Scharonow, U n t e r s u c h u n g d e r M a r s o b e r f l ä c h e d u r c h e i n e n Vergleich ihrer Reflexionsfähigkeit mit den Reflexionsfunkt i o n e n e i n i g e r t e r r e s t r i s c h e r B e d e c k u n g e n u n d S u b s t a n z e n . Abh. Staatsuniv. Leningrad Nr. 330 S. 36—49 = Publ. Astr. Obs. Leningrad 23 36— 49 (russ. mit engl. Ref.). 8471. W. W. Scharonow, D i r e k t e r k o l o r i m e t r i s c h e r V e r g l e i c h d e r M a r s s c h e i b e m i t i r d i s c h e n G e s t e i n e n . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 44—48, 1965 (russ.). 8472. W. W. Scharonow, Ü b e r d i e Ä n d e r u n g d e r F a r b e v o n M a r s i n A b h ä n g i g k e i t v o n s e i n e m B a h n o r t . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 95, 1965 (russ.). — Eine solche Abhängigkeit ist nach den Beobachtungen bei den Oppositionen von 1939 bis 1963 nicht vorhanden. Loh. 8473. W. S. Schewtschenko, V e r s u c h e i n e r B e s t i m m u n g d e r A b h ä n g i g keit der s p e k t r a l e n Reflexionsfähigkeit vom Z u s t a n d der Marsa t m o s p h ä r e . Mitt. Kommission Planetenphysik Nr. 5 S. 71—80, 1965 (russ.). — Aus den gleichzeitig visuell und spektral durchgeführten Beobachtungen vom 12. Dez. 1960 bis zum 3. Febr. 1961 kann geschlossen werden, daß die Marsatmosphäre im Beobachtungszeitraum recht durchsichtig und die Sichtbarkeit der Einzelheiten im wesentlichen gut waren. Geringe Unterschiede in den Reflexionskurven konnten (wohl) dank der relativ ruhigen Marsatmosphäre in der genannten Zeit festgestellt werden. Verf. (ü.) 8474. H. Spinrad, R. A. Schorn, R. Moore, L. P. Giver, H. J . Smith, H i g h - d i s p e r s i o n 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 M a r s . I. T h e C 0 2 c o n t e n t a n d s u r f a c e p r e s s u r e . A p J 146 331—338 = Berkeley Repr. Nr. 353 = Contr. McDonald Obs. Nr. 413. — Die hier diskutierten neuen Messungen der Bande bei 0.87 /-i ergeben eine Kohlendioxydmenge von 90 m-atm. Der Vergleich mit der Bande 1.6 /x läßt schließen, daß die Marsatmosphäre mit einem Druck von nur 8 mb fast nur aus C 0 2 besteht. hz 8475. N. M. Strachow, O n t h e p o s s i b i l i t y of f o r m a t i o n of F e ( O H ) 2 o n t h e M a r s s u r f a c e . A J UdSSR 43 1267—1272 (russ. mit engl. Ref.). — Es werden die Faktoren diskutiert, die die Färbung verschiedener Teile der Erdoberfläche bedingen, sowie das mögliche Vorhandensein von Hydrogoethit auf der Marsoberfläche als Substanz, die seine Färbung hervorruft. Verf. (ü.) 8476. H. Strughold, A n e w l o o k a t M a r s . Spaceflight 8 302—306, 340. 8477. A. K. Suslow, A n e w e s t i m a t i o n of t h e w a t e r q u a n t i t y o n M a r s . A J UdSSR 43 1322—1324 (russ. mit engl. Ref.). — Aus der Berechnung des Energiegleichgewichts für die als dunkler Ring an die Polkappen grenzende Schneeschmelzzone wird der Wassergehalt zu 0.2 g/cm 2 abgeschätzt. Ba. 8478. C. W. Tolbert, O b s e r v e d m i l l i m e t e r w a v e l e n g t h b r i g h t n e s s t e m p e r a t u r e s of M a r s , J u p i t e r , a n d S a t u r n . A J 71 30—32. — Mit einer 16ft-Antenne und einem gewöhnlichen Radiometer wurde die Radiostrahlung von Mars (1965 März), Jupiter (1964 Nov.) und Saturn (1964 Aug.) nahe ihrer Oppositionen in den Wellenlängenbereichen 35, 70 und 94 GHz gemessen. Die abgeleiteten Strahlungstemperaturen liegen bei Mars zwischen 230° und 240°, bei Jupiter zwischen 113° und 105° und bei Saturn zwischen 116° und 97°. Gü-Li

I X . Planeten. Monde

494

66, 1966

8479. C. W . Tombaugh, 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 . N a t u r e 209 1338—1339. — Verf. kritisiert die B e h a u p t u n g von Wells (vgl. A J B 65 Ref. 84132), wonach weiße Flecken a m R a n d e von Dunkelgebieten auf Mars als leeseitige Bewölkung a n Höhenzügen von Faltengebirgen gehalten werden. Verf. hält die Dunkelgebiete f ü r Depressionen u n d gibt d a f ü r meteorologische u n d geomorphologische Gründe an. E r weist ferner auf die Bilder von Mariner 4 hin, auf denen sich die Dunkelgebiete als die Innenflächen von großen K r a t e r n zu erkennen geben. Wells entgegnet hierzu u n t e r anderem, daß die A u f n a h m e n von Mariner 4 weniger als 1 % der Marsoberfläche umfassen. Gü-Li 8480. R. G. Tüll, T h e r e f l e c t i v i t y s p e c t r u m of M a r s i n t h e n e a r - i n f r a r e d . Icarus 5 505—514 = Contr. McDonald Obs. N r . 408. — A m CassegrainF o k u s des 82'-Reflektors des McDonald Obs. wurden 1965 J u n i u n d J u l i I n f r a r o t spektren im Bereich 0.5 bis 1.52 ¡x hergestellt u n d photometriert. Als Vergleich diente ein gleichartig hergestelltes S p e k t r u m der Mondoberfläche. Die monochromatische Russell-Bond-Albedo zeigt ein Maximum bei 0.84 fi (39%) u n d einen zweiten Anstieg bei (und jenseits) 1.52 ¡x (49%). Die radiometrische Albedo ist 0.287. Die K u r v e der Reflektivität (geometrische Albedo) zeigt keine befriedigende Übereinstimmung m i t einer im Labor erhaltenen Albedo-Kurve von Limonit, das bisher als H a u p t k o n s t i t u e n t e der Marsoberfläche angesehen wurde. Gü-Li 8481. J . Vercheval, B i l a n d e Ciel et Terre 82 149—169.

la

mission

scientifique

de

Mariner IV.

* * Ä. Wallenquist, M ä n e n o c h M a r s i n ä r b i l d . Vgl. Ref. 83245. 8482. R. A. Wells, C a n a l s o n M a r s ? Spaceflight 8 261. 8483. R. A. Wells, E . R . H o p e ,

Pictures

of M a r s . Spaceflight 8 374.

8484. G. A. Wilkins, A n e w d e t e r m i n a t i o n of t h e e l e m e n t s o r b i t s of t h e s a t e l l i t e s of M a r s . Vgl. Ref. 1311 S. 271—273.

of

the

8485. R. L. Younkin, A s e a r c h f o r l i m o n i t e n e a r - i n f r a r e d spectral f e a t u r e s o n M a r s . A p J 144 809—818. — Mit einem Fastie-Ebert-Spektrometer a m 60'-Spiegel des Mt. Wilson Obs. wurden die Integralhelligkeiten sowohl der gesamten Marsoberfläche als auch je eines hellen u n d dunklen Teilgebiets (Aeria-Arabia u n d Syrtis Major) im Wellenlängenbereich 0.5—1.1 ¡u gemessen. Die Reflexionskurven der beiden Teilgebiete zeigen die typischen Charakteristiken von pulverförmigem Limonit ( F 2 0 3 X 3 H 2 0 ) u n d weisen keine Unterschiede auf. Ein Vergleich der Integralhelligkeit der ganzen Marsscheibe mit dem Inneren des Mondkraters Plato zeigt starke R ö t u n g im Visuellen u n d einen geringen Blauexzeß (.—2 %) im I n f r a r o t e n bei Mars. Gü-Li 8486. A t l a s v o n M a r s z e i c h n u n g e n . Zusammengestellt von W. A. B r o n s t e i n . Moskau, Verlag Akad. Wiss. UdSSR, 1961. 118 S. Preis 1 R . 50 K o p . (russ.). — Zusammenstellung von Zeichnungen verschiedener H e r k u n f t aus d e m J a h r 1956. 8487. A . C . I . C . M a r s M a p . Herausgegeben von dem Air Force's Aeronautical Chart and I n f o r m a t i o n Center, St. Louis. Washington, S u p t . of Documents, 1966. Preis 50 c. — B. in Strolling Astr. 19 198—199. 8488. M a r t i a n 8489. M a r s '

New Scient. 31 376. R . O. s u r f a c e v a r i a t i o n . Spaceflight 8 320—321.

* * Advances

dark

areas:

in E a r t h

Frost

or

plateaux?

S c i e n c e . Vgl. Ref. 1318.

66, 1966

495

85. Kleine Planeten

A J B 64 Ref. 8428, 8433, 8443, 8444. — W. B. in A J U d S S R 43 1325—1326. A J B 65 Ref. 84113. — W. B. in Ann d'Astrophys 30 360, B S A P 80 428, Ciel et Terre 81 454, Sky Tel. 33 37, ZfA 64 366—367.

§ 85 Kleine Planeten 8501. S. Arend, M.Roland, P e t i t e s P l a n è t e s e n 1 9 6 6 . B S A P 80 172—174. — Betrifft Ephemeriden von 2, 11, 40, 63, 135, 192, 216, 349. 8502. W. A. Bronstein, (russ.).

Wiedersehen

mit

Icarus.

E u W 2 Nr. 5 S. 29—35

8503. D. Brouwer, W. H. Jefferys, C o n c e r n i n g B r o u w e r ' s p a p e r o n t h e K i r k w o o d g a p s . A J 71 543. — I n vorliegender N o t e wird ein kleiner Fehler in einer früheren Arbeit (vgl. A J B 63 Ref. 8501) berichtigt. Die darin gewonnenen Ergebnisse sind davon nicht berührt. 8504. H. Debehogne, L e s P e t i t e s P l a n è t e s . Commun. Obs. Roy. Belgique (B) Nr. 13.

Ciel et Terre 82 229—242

=

8505. A. N. Deutseh, T h e r e s u l t s f o r o b s e r v a t i o n s of M i n o r P l a n e t s a t t h e P u l k o v o O b s e r v a t o r y . Mitt. Astr. H a u p t o b s . Pulkowo 24 Nr. 3 (179) S. 162—166 (russ. mit engl. Ref.). — Von 1949 bis 1964 wurden in Pulkowo im R a h m e n des P r o g r a m m s f ü r den K a t a l o g Schwacher Sterne auch einige ausgewählte Kleine Planeten beobachtet. Insgesamt wurden 1530 P l a t t e n ausgemessen, einschließlich der a m Cape Obs. aufgenommenen. I n einer Tabelle werden die Beobachtungen u n d Messungen zusammengestellt. Verschiedene Fehler, die die Ergebnisse der Reduktion beeinflussen, werden diskutiert. Der wahrscheinliche Fehler des Ortes eines Kleinen Planeten b e t r ä g t ±0?14 in beiden Koordinaten. Verf. (ü.) 8506. S. G^ska, S t a t y s t y k a o r b i t M a l y c h P l a n e t Cz. I I . ( E l i p s o i d a p e r y h e l i ô w ) . Postçpy Astr. 14 129. — Ref. P T A . 8507. H. G. Hertz, T h e m a s s of V e s t a . I A U Circ 1983. 8508. E. P. J. van den Heuvel,

De

planetoide

Icarus.

H e D 64 109—114.

8509. T. Kiang, B i a s - f r e e s t a t i s t i c s of o r b i t a l e l e m e n t s of a s t e r o i d s . Icarus 5 437—449. — Die beobachteten Verteilungen der Bahnelemente lassen sich fast alle mit der Säkularstörungstheorie erklären, wenn die eingehenden Auswahleffekte berücksichtigt werden. Diese hängen insbesondere von der Helligkeit ab. Die Verteilung der Perihele der inneren Planetoiden (2.2 < a < 3.0 AE) weicht allerdings deutlich von der Theorie ab. (Das empirische U m l a u f s z e n t r u m der Eigenexzentrizität u n d des Eigenperihels ist 30 % weiter vom Ursprung entf e r n t als das theoretische). Die Korrelationen zwischen der Eigenexzentrizität u n d der Eigenneigung deuten auf die frühere Existenz eines widerstehenden Mittels im Sonnensystem hin. Bro. 8510. T. Kiang, M a s s d i s t r i b u t i o n s of a s t e r o i d s , s t a r s a n d g a l a x i e s . ZfA 64 426—432. — Es wird gezeigt, d a ß die Massen von Galaxien f r ü h e n Typs, die von Galaxien späten Typs, die Massen von Sternen bei der E n t s t e h u n g u n d die der Asteroiden vor der Kollisionsphase ein u n d demselben Verteilungsgesetz folgten. Gli.

496

I X . Planeten. Monde

66, 1966

* * B. Morando, T h é o r i e p l a n é t a i r e g é n é r a l e s e m i - n u m é r i q u e . c a t i o n à V e s t a . Vgl. Ref. 4209.

Appli-

8511. E p h e m e r i d e n K l e i n e r P l a n e t e n f ü r d a s J a h r 1967. Herausgegeben vom Institut für Theoretische Astronomie der Akademie der Wissenschaften der UdSSR und redigiert von S. G. M a k o w e r . Moskau—Leningrad, «Nauka», 1966. 156 S. Preis 1 R . 47 Kop. (russ.). — B. in HeD 65 28. — Inhalt: Einleitung, S. 3—12; Elemente von 1685 Kleinen Planeten, S. 13—43; Oppositionsdaten, S. 44—51 ; Ephemeriden von Planeten, die 1967 in Opposition kommen, S. 52— 144; Ephemeriden heller Kleiner Planeten, S. 145—155; Tabelle über den Stand der Beobachtungen Kleiner Planeten am 1. J a n . 1966, S. 156. 8512. Minor P l a n e t C i r c u l a r 2 4 8 6 — 2 6 9 4 . Herausgegeben vom Cincinnati Observatory. 8513. I c a r u s . MN ASSA 25 54. — Icarus wird sich der Erde am 15. Juni 1968 auf 4 X 10" anglo-amerikanische Meilen nähern. Loh. * * Bewegungsprobleme Ref. 1301.

der K l e i n k ö r p e r

des Sonnensystems.

Vgl.

8514. Beobachtungen und Berechnungen Kleiner Planeten A J 71 443—457. Vgl. Ref. 9208. — Betrifft 433, 588, 884, 898, 911, 944, 1143, 1172, 1208, 1221, 1362, 1404, 1437, 1565, 1579, 1583, 1601, 1625, 1627, 1640, 1653, 1655, 1657, 1658, 1660, 1677, 1932 R L , 1935 KC, 1948 OA, 1963 UA, 1964 UA, 1964 XA, 1965 BA. A J 71 591—601. Vgl. Ref. 9209. — Betrifft 617, 877, 1011, 1173, 1583, 1620, 1647, 1668, 1938, 1962, 1965. AN 289 194. Beobachtungen von Planetoiden 1965. W. M a l s c h . — Betrifft 2, 3, 4, 5, 6, 7, 9, 16, 18, 324. B A B 6 78—87. Observations photographiques de Petites Planètes, effectuées à l'astrographe double de 40 cm au cours de l'année 1965. S. A r e n d , H. D e b e h o g n e , G. R o l a n d . — Betrifft 2, 3, 4, 6, 7, 10, 11, 15, 17, 18, 19, 30, 37, 39, 40, 43, 45, 50, 57, 77, 110, 111, 120, 122, 136, 138, 144, 147, 149, 151, 156, 159, 165, 172, 188, 203, 204, 208, 209, 216, 222, 231, 236, 245, 257, 259, 276, 289, 295, 305, 307, 322, 331, 335, 339, 340, 342, 345, 375, 380, 406, 428, 433, 443, 511, 513, 516, 534, 535, 558, 571, 573, 591, 594, 611, 618, 626, 628, 631, 660, 662, 673, 678, 679, 680, 690, 693, 705, 714, 747, 757, 776, 830, 834, 838, 849, 853, 886, 928, 931, 952, 994, 1011, 1021, 1044, 1051, 1060, 1067, 1102, 1189, 1219, 1274, 1291, 1415, 1510, 1520, 1549, 1602, 1642, 1965 CA, UA. B A B 6 88. Positions d'astéroïdes recalculées en 1965. S. A r e n d , G. R o l a n d . — Betrifft 548,699,725,825,854,869,917,951,963,1089,1168,1245,1304,1365,1499. B A B 6 89—90. Observations photographiques de Petites Planètes, effectuées au Triplet Zeiss de 30 cm au cours de l'année 1965. J . D e n o y e l l e , P. S a n d e r s , A. S a u v a i . — Betrifft 3, 11, 17, 18, 19, 28, 40, 135, 246, 639, 695. B A B 6 107. Orbite elliptique de l'astéroïde 1965 UA. H. D e b e h o g n e . B I A 10 552—565 (russ.). Genaue örter Kleiner Planeten aus photographischen Beobachtungen am Normalastrographen in Taschkent zwischen 1956 und 1961. N. A l i j e w a , H. I s c h m u c h a m e d o w , S. P r i m k u l o w . —Betrifft 1 , 2 , 3 , 4 , 6 , 7 , 11, 18, 39, 40. BIA 10 566—569 (russ.). Genaue Örter Kleiner Planeten aus photographischen Beobachtungen am Normalastrographen in Taschkent 1962. N. A l i j e w a . — Betrifft 1, 2, 4, 6, 7, 11, 18, 40. BIA 10 570 (russ.). Genaue Örter von fünf Kleinen Planeten. A.S. C h a t i s s o w , N. R. B e j t r i s c h w i l i . — Betrifft 548, 825, 857, 945, 1083.

66, 1966

85. Kleine Planeten

497

BIA 10 571 (russ.). Beobachtungen von Kleinen Planeten in Alma-Ata. A. N a p o l s k i j . — Betrifft 811, 848, 1486. BIA 10 575—581 (russ. mit engl. Ref.). Bahnverbesserungen von 44 Kleinen Planeten. S. G. M a k o w e i . — Betrifft 813, 837, 880, 902, 991, 1008, 1040, 1045, 1066, 1078, 1084, 1106, 1108, 1138, 1160, 1164, 1181, 1236, 1246, 1250, 1273, 1290, 1313, 1314, 1318, 1328, 1333, 1355, 1368, 1374, 1389, 1394, 1397, 1411, 1429, 1444, 1445, 1447, 1457, 1472, 1534, 1535, 1557, 1597. BIA 10 629—636 (russ.). Genaue örter Kleiner Planeten aus photographischen Beobachtungen in Pulkowo. N. M. B r o n n i k o w a , W. I. W o r o n e n k o , 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 1, 2, 4, 11, 40. BIA 10 637—644 (russ.). Genaue örter Kleiner 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 1, 2, 3, 4, 6, 11, 18, 39, 40. BIA 10 645—646 (russ.). Beobachtungen Kleiner Planeten am Astrophysikalischen Observatorium der Krim (zweite Mitteilung). N. G. K o t s c h i n a , N. S. T s c h e r n y c h , W. A. Schor. — Betrifft 16, 65, 72, 83, 87, 107, 119, 122, 141, 147, 165, 166, 202, 206, 234, 245, 259, 268, 386, 409, 534, 606, 631, 690, 752, 791, 811, 814, 817, 876, 984, 1051, 1516, 1608. Bol. Astr. Obs. Madrid 6 Nr. 5 S. 37. Posiciones aproximadas de Pequeños Planetas obtenidas en el Observatorio Astronomico Nacional, Madrid. J . M. T o r r o j a . — Betrifft 2, 3, 7, 11, 17, 19, 21, 28, 32, 40, 43, 45, 63, 103, 124, 444, 674. Bol. Inst. Mat. Astr. Fis. Córdoba 2 Nr. 4 S. 5—6. Orbitas de tres Pequeños Planetas desconocidos. G. M. I a n n i n i . Bol. Inst. Mat. Astr. Fis. Córdoba 2 Nr. 4 S. 7—9. Observación de asteroides. G. M. I a n n i n i . BSAF 80 84—85. Petites Planètes en 1966. S. A r e n d , M. R o l a n d . — Betrifft 9, 15, 129, 1021. BSAF 80 252—253. Petites Planètes en 1966. S. A r e n d , M. R o l a n d . — Betrifft 13, 21, 22, 29, 471, 554. Ciel et Terre 82 340—341. La Petite Planète 1685 Toro. J . Mee us. HeD 64 283—284. De planetoide 1685 Toro. J . Meeus. IAU Cire 1952. Lost Minor Planets. K. Z i o l k o w s k i . — Betrifft 1020, 1265. IAU Cire 1957. (1566) Icarus. S. H e r r i c k , R. G. T o t t e n . IAU Cire 1958. 1966 ephemeris of (1566) Icarus. S. H e r r i c k , R. G. T o t t e n . IAU Cire 1959. Ephemerides of lost Minor Planets. K. Z i o l k o w s k i . — Betrifft 1316, 1414. JO 49 71—74. Catalogue d'orbites circulaires de certains asteroides non numérotés — 4 e et dernière partie. A. P a t r y . — Betrifft 1949 QJ , ; 1950 AC, AD; 1951 GL i ; 1952 LA; 1953 FL, FM, FN, FO, FP, FT, FR, FS, FU, FV, FW, FY, FZ, FX, FAi, FB 1; FC,, FE 1 ; FJ 1 ; FK 1 ; GZ, FH 1 ; FG 1; GP, GQ, GK, GL, GR, GB, JE, JB, JC, KB, PB, NG, NF, NE, RV, RW, RD, QH, PF, PO, PV, PW, PM, RL, RT, RK, RJ, RH, RG, RF, RKX, UA, TO, TX, TV, TU, TB„ TP 1; T H „ TV2, TH, uv, TR2, TS2, TP2, TJ, UU, TK, TN2, UR, TM2, TT1; TB2, TA3, UQ, UD, VB1( UY, VG 1; VG, VL, VF, VM1; VL 1; VF 2 , XC, VZ1; VYX, VL2, VW 1; V0 2 , VQ2, VR 2 , VX 1; VU2, VS2, VV2, VY2, VZ2; 1954 BF, AF, CF, EK, LG, LA, NL, MM, MN, PH, OD, QJ, QH, SN, SH, SL, QO, QD, QQ, QC, RH, SQ, TB, TA, SG, UA3, UZ2, UQ2, US2, UM2, UN 2 , U0 2 , UD, UK 2 , UJ 2 ; 1957 XF, WH. J. Proc. Roy. Soc. New South Wales 99 263—268 = Sydney Obs. Papers Nr. 52. Precise observations of Minor Planets at Sydney Observatory during 1963 and 1964. W. H . R o b e r t s o n . — Betrifft 1, 4, 7, 18, 39. J. Proc. Roy. Soc. New South Wales 100 17—23 = Sydney Obs. Papers Nr. 53. Minor Planets observed at Sydney Observatory during 1965. W. H. R o b e r t s o n . — Betrifft 21, 22, 23, 31, 32, 45, 46, 48, 49, 65, 71, 76, 78, 80, 90, 91, 92, 96, 98, 103, 107, 115, 118, 124, 154, 176, 189, 192, 194, 202, 204, 212, 214, 216, 227, 240, 259, 276, 284, 287, 289, 303, 308, 312, 328, 337, 338, 345, 346, 349, 362, 371, 372, 376, 396, 403, 405, 410, 413, 420, 426, 432, 453, 454, 456, 464, 466, 468, 470, 471, 476, 480, 488, 504, 514, 532, 545, 546, 554, 563, 584, 595, 604, 625, 679, 680, 694, 695 Astronom. Jahresbericht 1966

32

498

IX. Planeten. Monde

66, 1966

702, 722, 783, 796, 814, 910, 914, 980, 1056, 1127, 1140,1197,1319,1320,1366, 1592. MN ASSA 25 147—148. Observations of the Minor Planet 1566 — Icarus. J . v. B. L o u r e n s . Pubi. Kabenhavns Obs. Nr. 188, 79 S. Photographie observations of Minor Planets. E. V. P e t e r s e n , J . R u d k j o b i n g . — Betrifft 1, 2, 3, 4, 6, 7, 11, 18, 39, 40, 51. Republic Obs. Johannesburg Circ. 7 90—92. Photographic observations of Minor Planets, observed at the Republic Observatory Annexe, Hartbeespoort, with the Franklin-Adams star camera. J . A. B r u w e r . — Betrifft 13, 22, 23, 24, 29, 31, 33, 35, 43, 49, 54, 66, 77, 78, 81, 87, 91, 96, 115, 118, 139, 146, 154, 158, 178, 180, 183, 188, 193, 214, 227, 235, 243, 264, 276, 279, 281, 283, 284, 303, 311, 328, 337, 338, 345, 349, 354, 361, 371, 372, 376, 378, 384, 396, 399, 403, 405, 408, 410, 413, 414, 423, 426, 436, 445, 447, 448, 453, 454, 466, 471, 476, 480, 488, 504, 507, 524, 532, 541, 545, 550, 554, 564, 583, 590, 613, 615, 643, 644, 691, 697, 702, 722, 731, 739, 743, 766, 770, 785, 796, 797, 814, 815, 816, 845, 847, 857, 860, 862, 863, 888, 912, 914, 925, 934, 945, 951, 954, 966, 973, 980, 982, 987, 990, 995, 1013, 1016, 1028, 1041, 1056, 1068, 1086, 1092, 1103, 1107, 1113, 1116, 1127, 1129, 1140, 1159, 1182, 1184, 1186, 1188, 1197, 1214, 1243, 1303, 1320, 1349, 1360, 1366, 1375, 1390, 1427, 1505, 1509, 1527, 1550, 1551, 1559, 1567, 1572, 1589, 1592. Sky Tel. 32 387. An observation of Pallas. R . P . S t e v e n s . Sonderdruck Privatsternw. Karlsruhe 1965, 2 S. Beobachtungen von Planetoiden im Jahr 1964 und 1965. W. Malsch. — Betrifft 2, 3, 4, 5, 6, 7, 9, 12, 13, 16, 18, 20, 29, 44, 89, 324, 354, 532. Sterne 42 74—75. Neuer Kleiner Planet 1963 RH. C. H o f f m e i s t e r . Stud. Cere. Astr. 11 127—146. Pozitii precise de Mici Planete. C. C r i s t e s c u , I. Ghe^u, V l a i c u . — Betrifft 11, 18, 39, 40. TAB (2) Nr. 172 S. 2095—2102. Positions of Minor Planets (6). H. H i r o s e , K. T o m i t a , H. Kösai. — Betrifft 4, 7, 8, 12, 16, 17, 21, 25, 26, 28, 31, 32, 34, 37, 38, 39, 47, 49, 51, 52, 55, 59, 70, 72, 74, 75, 78, 79, 88, 92, 102, 111, 112, 114, 116, 117, 122, 124, 127, 129, 135, 151, 160, 173, 179, 184, 189, 196, 201, 202, 207, 233, 241, 245, 246, 249, 258, 259, 263, 266, 268, 269, 284, 287, 300, 303, 306, 318, 327, 332, 339, 353, 358, 361, 364, 374, 375, 377, 385, 388, 395, 402, 411, 412, 415, 416, 418, 419, 420, 423, 425, 427, 432, 438, 446, 469, 472, 478, 481, 485, 489, 491, 506, 534, 535, 539, 540, 546, 547, 551, 552, 562, 578, 589, 636, 638, 653, 662, 675, 696, 700, 736, 758, 774, 800, 814, 861, 863, 868, 877, 889, 895, 904, 919, 925, 939, 960, 963, 976, 1007, 1018, 1036, 1048, 1057, 1082, 1120, 1133, 1172, 1240, 1247, 1274, 1294, 1385, 1420, 1517, 1560, 1567; 1923 OD, 1955—35, 36, 37, OD, VQ, VR, VS, VT, VU, VV, VW, VX, VY, XW, XX, XY, XZ, XA 1( 1956 AA 1; AV, AW, AX, AY, CE, CP, EDj, EEj, EPj, EG1S EH 1; E J r TAB (2) Nr. 173 S. 2103—2108. Positions of Minor Planets (7). H. H i r o s e , K. T o m i t a , H. Kösai. — Betrifft 1, 9, 10, 14, 18, 22, 23, 24, 27, 28, 29, 37, 42, 44, 50, 60, 63, 64, 66, 67, 73, 77, 82, 83, 84, 94, 100, 110, 112, 113, 119, 123, 126, 138, 140, 146, 163, 168, 171, 181, 183, 196, 213, 219, 221, 224, 236, 240, 260, 283, 289, 308, 313, 322, 338, 346, 354, 364, 371, 386, 403, 406, 419, 429, 435, 444, 464, 484, 488, 505, 508, 511, 514, 517, 518, 530, 532, 538, 563, 566, 579, 584, 586, 621, 625, 631, 633, 640, 673, 674, 691, 694, 720, 755, 764, 770, 776, 779, 780, 787, 798, 808, 816, 834, 838, 842, 845, 856, 892, 894, 900, 980, 1006, 1021, 1086, 1137, 1154, 1157, 1166, 1186, 1191, 1199, 1237, 1266, 1269, 1329, 1347, 1378, 1432, 1442, 1484, 1504, 1594, 1621, 1650; 1956 RV, TY, WA, WB, WC, XN, XO, YB, YC, YD, YE, YF, YG, YH. YC Nr. 1655. (1566) Icarus. A J B 64 Ref. 8502/03. — W. B. in JBAA 77 141, Spaceflight 9 36.

66, 1966

86. Jupiter

499

§ 86 Jupiter 8601. J. W. Alexandrow, E r g e b n i s s e e i n e r p h o t o g r a p h i s c h e n J u p i t e r p h o t o m e t r i e . Bote Staatsuniv. Charkow Nr. 8 (Astr. Nr. 2) S. 32—37, 1965 (russ.). — Die unter Annahme der Gesetze diffuser Reflexion in einer halbunendlichen, fast rein streuenden Atmosphäre geltenden Parameter wurden aus einem reichen Beobachtungsmaterial der Jahre 1933—39 und 1951—59 für helle Zonen und dunkle Bänder getrennt bestimmt. Über der aus Gasen und Aerosolen gemischten Atmosphäre wird noch eine rein gasförmige Schicht angenommen, für die Rayleigh-Streuung gilt. In den dunklen Streifen ist der Absorptionskoeffizient für die Aerosole um 1.56 größer als in den hellen Zonen. Petri 8602. D. Barber, J u p i t e r ' s r a d i a t i o n b e l t . New Scient. 29 702—704. R.O. 8603. S. Cortesi, E c c e z i o n a l e c o l o r e Orion Schaffhausen 11 32.

della

Macchia

R o s s a di

Giove.

8604. P.G.Corvan, P.Moore, T.J.C.A.Moseley, J u p i t e r in 1965—6. Irish AJ 7 184—194 = Contr. Armagh Obs. Nr. 55. 8605. R. E. Danielson, T h e i n f r a r e d s p e c t r u m of J u p i t e r . ApJ 143 949— 960. — In Fortsetzung der Auawertung der beim zweiten Aufstieg von Stratoskop 2 (1963 Nov. 26—27) erhaltenen Ergebnisse (vgl. AJB 64 Ref. 104101, AJB 65 Ref. 83251 und 10496) wurde das Infrarotspektrum von Jupiter im Bereich 0.8 bis 3.1 /J, aus vier Abtastungen untersucht. Aus der komplexen Beschreibung der erhaltenen Einzelheiten hebt Verf. besonders fünf kräftige Absorptionen des CH4 bei 0.85, 0.99, 1.15, 1.37 und 1.7 ¡x Wellenlänge sowie ein breites Absorptionsband bei 2.25 [i hervor, das als Ergebnis der Kollision von H 2 mit He entsteht. Eine starke Absorption des NH 3 zeigt sich bei 3 ¡i. Wegen der großen Höhe der Aufnahmeposition (25.6 km) ist das Spektrum praktisch frei von terrestrischen Absorptionslinien. Gü-Li 8606. W. C. DeMarcus, R. Wildt, J u p i t e r ' s g r e a t R e d S p o t . Nature 209 62. 8607. G. A. Dulk, J. A. Eddy, A new s e a r c h f o r Visual a u r o r a e on J u p i t e r . AJ 71 160. — Ref. AAS. 8608. W. E. Fox, J u p i t e r

Section. I n t e r i m

r e p o r t . JBAA 76 282—285.

8609. I . S. Galkin, Some p r o p e r t i e s of t h e J u p i t e r a t m o s p h e r e . I I . Mitt. Astrophys. Obs. Krim 35 248—252 (russ. mit engl. Ref.). — Nach der in einer früheren Arbeit (vgl. AJB 64 Ref. 8608) dargelegten Methode wird die Änderung der Breiten der 1962 und 1963 erhaltenen Jupiterspektren analysiert. Es zeigt sich, daß die Änderungen im ultravioletten Spektralbereich möglicherweise mit der Aktivität des Planeten korreliert sind. Verf. (ü.) 8610. G. Ginesi, O s s e r v a z i o n i di Giove n e l l a p r e s e n t a z i o n e Coelum 34 37—43. 8611. S. Gulkis, T. D. Carr, R a d i o 856—857. — Ref. AAS.

rotation

period

1963—64.

of J u p i t e r . AJ 71

8612. S. Gulkis, T. D. Carr, A s y m m e t r i c a l s t o p zones in J u p i t e r ' s e x o s p h e r e . Nature 210 1104—1105. — Die zur Deutung der starken Veränderlichkeit der Dekameterstrahlung des Jupiter aufgestellten Theorien legen übereinstimmend eine erhebliche Abweichung der Achsenlage des magnetischen Dipols von der Rotationsachse des Planeten zu Grunde, wobei auch das Zentrum des magnetischen 32«

500

I X . Planeten. Monde

66, 1966

Feldes stark vom Mittelpunkt des Planeten abweichen kann. An Beispielen wird der Einfluß dieser Asymmetrie auf die Dicke und Durchlässigkeit der «Stop-Zonen» der Exosphäre Jupiters vorgeführt. Zum Schluß wird auf die von E. K . Bigg nachgewiesene Korrelation der Strahlungsintensität mit dem Positionswinkel des Jupitersatelliten Io hingewiesen. Bey. 8613. S. Gulkis, T. D. Carr, R a d i o r o t a t i o n p e r i o d of J u p i t e r . Science 154 257—259. — Eine Analyse der Radiorotationsperiode von Jupiter, abgeleitet aus den Beobachtungen von 4 diskreten Quellen (A, B l t B 2 , C) auf der Frequenz 18 MHz, zeigt zwischen 1951.7 und 1962.7 eine zyklische Drift von AT = 0.1124 ZU, einer Längendrift von 21?0 in 11 Jahren (Quelle A) entsprechend. F ü r die Periode der Drift ergaben sich 11.9 Jahre, was nahe mit der Umlaufzeit Jupiters übereinstimmt, nicht aber mit der Sonnenfleckenperiode (10.5 Jahre). Die Drift kann durch den Einfluß des Jupitermagnetfeldes auf die Radiostrahlung der Quelle A erklärt werden. Gü-Li 8614. R. Hide, A. Ibbetson, A n e x p e r i m e n t a l s t u d y of « T a y l o r c o l u m n s » . Icarus 5 279—290. — Auf der Grundlage der von Taylor (vgl. Proc. Roy. Soc. A104 213—218, 1923) gegebenen Theorie der Bewegung eines festen Körpers in einer Flüssigkeit (Taylor-Säule) hatte R . Hide geschlossen, daß der Große Rote Fleck auf Jupiter zur festen Oberfläche des Planeten gehöre (vgl. A J B 61 Ref. 8614). Durch ein Laborexperiment konnte diese Theorie bestätigt werden. Gü-Li 8615. R. Hide, O n t h e 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 s of J u p i t e r a n d S a t u r n . Planet. Space Sei. 14 669—675. — Die Mehrzahl der Diskussionen über die Zirkulation in Planetenatmosphären beschränkt sich auf Erde und Mars. I n vorliegender Arbeit werden die Bewegungen sowie die Veränderungen der Wolkengürtel von Jupiter und Saturn zusammenfassend behandelt. Die Rotationseffekte sind bei diesen großen Planeten wesentlich ausgesprochener als bei der Erde. Die Rossby-Zahlen sowie weitere f ü r die Dynamik der Atmosphären schnell rotierender Planeten wichtige Parameter werden abgeschätzt. Abschließende Bemerkungen beziehen sich auf die Lage des homogenen Dynamos, der das allgemeine Magnetfeld des Jupiter verursacht. Henn 8616. R. G. Hodgson, O b s e r v a t i o n s of t h e p l a n e t J u p i t e r d u r i n g a p p a r i t i o n of A. D. 1 9 6 5 — 1966. Strolling Astr. 19 171—173. 8617. C. Kowalec,

Jupiterbeobachtungen

8618. A. Küng, L a n g b r e n n w e i t i g e Orion Schaffhausen 11 143.

1965.

VdS Nachr. 15 16—17.

A u f n a h m e n des P l a n e t e n

8619. P. K. Mackal, L a t i t u d e d e v i a t i o n s J u p i t e r . Strolling Astr. 19 118—123.

of t h e

the

NEBn

and

Jupiter. NEBS

of

8620. J . Meeus, W a a r n e m i n g e n — 1965. Meteoor 22 7—10.

van

de R o d e Vlek op J u p i t e r ,

1962

8621. J. Meeus, W a a r n e m i n g e n — 1966. Meteoor 22 36—39.

van

de R o d e Vlek op J u p i t e r ,

1965

8622. I. Montanyä Maluquer, J u p i t e r .

El Universo 20 57—59.

8623. W. I. Moros, T h e s p e c t r a of J u p i t e r a n d S a t u r n i n t h e 1 — 2 . 5 /n r e g i o n . A J UdSSR 43 579—592 (russ. mit engl. Ref.). — Spektren von Jupiter, der Saturnscheibe und dem Saturnring wurden im Bereich von 1 bis 2.5 (n mit einem Auflösungsvermögen von A/zJ A «a 500, 150 bzw. 20 erhalten und unter der Voraussetzung eines einfachen «Reflexionsmodells» analysiert, in dem die Grenze der Wolkenschicht als optisch äquivalent mit einer festen Oberfläche angenommen wird. Der CH 4 -Gehalt oberhalb der Wolkenschicht Jupiters liegt offensichtlich

66, 1966

86. Jupiter

501

unter 150 m-atm. Einen wesentlichen Beitrag zur Absorption nahe 2 fi liefert wahrscheinlich die 1—O-Bande des H 2 . Der Gesamtdruck beträgt etwa 2 atm. Die Wolkenschicht Saturns besteht aller Wahrscheinlichkeit nach aus CH 4 -Eispartikeln, die Ringe aus H 2 0-Eispartikeln. Verf. (ü.) 8624. {{.Oberndorfer, E i n i g e E r g e b n i s s e a c h t u n g . Sterne 42 218—222. 8625. J. Olivarez, U n u s u a l 306—307.

widespread

aus

15 J a h r e n

Jupiterbeob-

colors on J u p i t e r .

Sky Tel. 31

8626. J . Olivarez, S o m e r e m a r k s o n t h e r e c e n t d a r k s t r e a k p i t e r ' s n o r t h e q u a t o r i a l b e l t . Strolling Astr. 19 169—170.

on

Ju-

8627. W. T. Plummer, H o t s h a d o w s o n J u p i t e r . Science 158 1418, mit einer Erwiderung von R . L. W i l d e y , S. 1418—1419. — Verf. erklärt die von Wildey (vgl. A J B 65 Ref. 8636) beobachteten «heißen Schatten» des Jupitermondes Ganymed mit einer Wärmeabgabe der unterkühlten Ammoniaktröpfchen in der Hochatmosphäre durch plötzliches Gefrieren. I n einer Erwiderung hält Wildey diese Erklärung für nicht zutreffend. Gü-Li 8628. Z. Pokorny, A b o u t v i s u a l a n d p h o t o g r a p h i c a l J u p i t e r . R H 47 153—155 (tschech.).

observations

of

8629. B. Polesny, Budijovice, Ü b e r d i e p e r i o d i s c h e n Ä n d e r u n g e n d e r R o t a t i o n s p e r i o d e d e s R o t e n F l e c k e s a u f J u p i t e r . Sterne 42 222—225. 8630. E. J. Reese, B. A. Smith, A r a p i d l y m o v i n g s p o t o n J u p i t e r ' s n o r t h t e m p e r a t e b e l t . Icarus 5 248—257. — Zwischen 1964 Juli 7 und 1965 April 1 wurde ein kleiner dunkler Fleck am südlichen R a n d des nördlichen gemäßigten Gürtels (NTB) von Jupiter auf 51 Blau- bzw. UV-Platten beobachtet. Der Fleck zeigte eine tägliche Längendrift von — 9?4056 relativ zum System I I und eine nahezu sinusförmige Längenschwankung mit einer Periode von 300 Tagen und einer Amplitude von 4°. Die mittlere (zenographische) Breite betrug +24° 15 mit einer Schwankung von ± 0?36 und einer geringen Süddrift. Mehr als 50 früher (seit 1880) beobachtete Ausbrüche dunkler Flecken im gleichen Gebiet werden mit der beobachteten Erscheinung in Zusammenhang gebracht und lassen eine Ausbruchsperiode von 12 Jahren vermuten. Gü-Li 8631. E. J . Reese, H. G. Solberg jr., R e c e n t m e a s u r e s of t h e l a t i t u d e a n d l o n g i t u d e of J u p i t e r ' s R e d S p o t . Icarus 5 266—273. — Längenund Breitenmessungen des Roten Flecks auf Jupiter auf photographischen Platten zwischen 1962 J u n i und 1965 Mai, die im 66 ft-Cassegrain-Fokus des 12'-Reflektors des New Mexico State Univ. Obs. erhalten wurden, erwiesen sich bedeutend genauer als visuelle Messungen und ließen eine Oszillation des Fleckes von ±1?4 in Länge erkennen. Außerdem wurde gelegentlich ein schnelles Anwachsen der Länge beobachtet, so zum Beispiel zwischen 1964 J u n i 10 und 1965 Mai 2 um mehr als 6°. Die mittleren Daten für die Position und die scheinbare Dimension sind in einer Tabelle zusammengestellt. Gü-Li 8632. J. A. Roberts, R. D. Ekers, T h e p o s i t i o n of J u p i t e r ' s v a n A l l e n b e l t . Icarus 5 149—153 = Sonderdruck Radiophys. Lab. C.S.I.R.O. Sydney = R P P 948. — Anläßlich eines nahen Vorübergangs Jupiters bei der Radioquelle C T A - 2 1 im November 1964 wurde mit dem 210 ft-Radioteleskop in Parkes die Differenz des Zentroids der Jupiter-Radiostrahlung gegen die von C T A - 2 1 gemessen. Es zeigte sich, daß die Position des Zentroids nahe dem Planetenzentrum liegt und daß deren Schwankung mit der Jupiterrotation viel geringer ist, als dies von G. L. Berge und D. Morris (vgl. A J B 64 Ref. 8666) festgestellt worden war. Der Strahlungsgürtel von Jupiter ist also nahezu zentralsymmetrisch orientiert. Gü-Li

I X . Planeten. Monde

502 8633. H. Schumacher, 15 18.

Jupiter

1965/66,

66, 1966

Zwischenbericht.

8634. £ . Schürmann, J u p i t e r - B e o b a c h t u n g e n .

VdS

Nachr.

VdS Nachr. 15 47.

8635. B. A. Smith, R o t a t i o n n u m b e r s f o r J u p i t e r — a p p a r i t i o n o f 1 9 6 5 — 6 6 . Contr. Obs. New Mexico S t a t e Univ. L a s Cruces Special Ser. Nr. 2, 22 S. 8636. B . A . S m i t h , R o t a t i o n n u m b e r s f o r J u p i t e r — a p p a r i t i o n of 1 9 6 6 — 6 7 . Contr. Obs. New Mexico S t a t e Univ. L a s Cruces Special Ser. N r . 3, 22 S. 8637. H . Spinrad, L. P. Giver, J u p i t e r and Saturn: Planetary line i n c l i n a t i o n s . P u b l A S P 78 175—177 = Berkeley Repr. N r . 336. — Aus Spektrogrammen der beiden Planeten wird der Schluß gezogen, d a ß 1964/65 keine Anomalien in den Linienneigungen vorlagen. Loh. 8638. W . Tanaka, H 2 - a b u n d a n c e i n J u p i t e r ' s a t m o s p h e r e . P u b l . Astr. Soc. J a p a n 18 339—344 = Contr. Dep. Astr. Univ. Tokyo Nr. 79. — Die Quadrupol-Rotationsschwingungslinien S ( l ) u n d S(0) der 3—O-Bande des molekularen Wasserstoffs bei 8272.7 u n d 8150.7 A wurden längs des J u p i t e r ä q u a t o r s gemessen u n d ergaben im Z e n t r u m der Jupiterscheibe Äquivalentbreiten von 55 bzw. 39 mA. Daraus wurde die H 2 -Häufigkeit in der J u p i t e r a t m o s p h ä r e zu 39 k m - a t m bestimmt. Voigt 8639. W . G. Tejfel, Ü b e r d e n S t r e u k o e f f i z i e n t e n J u p i t e r s . AC N r . 391 S. 1—3 (russ.).

der

Wolkenschicht

8640. W. G. Tejfel, S p e c t r o p h o t o m e t r y o f t h e J o v i a n m e t h a n e a b s o r p t i o n b a n d s (0.7 — 1 . 0 p). A J U d S S R 43 154—156 (russ. mit engl. Ref.). — Gemessen wurden die I n t e n s i t ä t e n der CH 4 -Absorptionsbanden bei 7250, 8610, 8860 u n d 9900 A auf den mittels eines Bildwandlers erhaltenen Spektrog r a m m e n verschiedener Jupiterzonen. I n der äquatorialen Zone zeigt die Methanabsorption keine Verstärkungen, sondern n i m m t im Gegenteil zum R a n d hin etwas ab. I n den gemäßigten Breiten n i m m t sie leicht zu u n d a n den Polen a b . Die Änderungen der Absorption sind wesentlich geringer als die aus d e m gewöhnlichen Sekans-Effekt in einem einschichtigen Modell einer absorbierenden Atmosphäre resultierenden. Die unterschiedliche Absorption a m Äquator u n d in d e n gemäßigten Breiten läßt sich durch den Höhenunterschied der Grenze der Wolkenzone erklären, der in einem einschichtigen Modell 2—4 k m u n d in einem zweischichtigen 5—10 k m nicht übersteigt. Zur E r k l ä r u n g der K o n s t a n z der Absorption in der äquatorialen Zone u n d ihrer A b n a h m e nahe dem R a n d eines zweischichtigen Modells ist die Berücksichtigung des Druckeffektes erforderlich. Verf. (ü.) 8641. W. G. Tejfel, Z w e i n e u e J u p i t e r - R ä t s e l . E u W 2 Nr. 3 S. 28—35 (russ.). 8642. J. W. Warwick, N e w i n f o r m a t i o n o n J u p i t e r ' s Trans. American Geophys. Union 47 44. — Ref. 8643. R. E . Wend, 19 109—118.

The

1963—4

apparition

of

magnetic

Jupiter.

field. R . O.

Strolling Astr.

8644. R . L. Wildey, T h e r m a l c o n t r a s t o f e c l i p s e s h a d o w s a n d b a n d s t r u c t u r e d u r i n g t h e 1 9 6 5 a p p a r i t i o n of J u p i t e r . A p J 144 1241— 1244. — Verf. beschreibt Infrarot-Strahlungsanstiege in der J u p i t e r a t m o s p h ä r e im Bereich von Satellitenschatten. Der E f f e k t — 1962 entdeckt — t r a t bei späteren Beobachtungen nicht wieder auf u n d ist offenbar von anderen Begleitu m s t ä n d e n abhängig. Ba.

66, 1966 8645. J u p i t e r

86. Jupiter as a star.

8646. E i n e G e s a m t k a r t e

503

Sei. American 214 Nr. 1 S. 47—48. des P l a n e t e n J u p i t e r .

VdS Nachr. 15 55.

Radiostrahlung 8647. E. E. Baart, C. H. Barrow, R. T. Lee, B u r s t s t r u e t u r e d e c a m e t r i c r a d i a t i o n . A J 71 377—378. — Ref. AAS.

of

Jupiter's

8648. E. E. Baart, 0. H. Barrow, R. T. Lee, M i l l i s e c o n d r a d i o p u l s e s f r o m J u p i t e r . Nature 211 808—810. — Verf. untersuchen die Radiostrahlungsstöße kurzer Dauer, die bisweilen in der Jupiter-Dekameterstrahlung beobachtet wurden. Entsprechend ihrer Dauer unterscheiden sie vier Typen. Eine Analyse der an 62 Tagen in der Zeit von 1965 Nov. 21—1966 März 17 registrierten Geräuschstürme zeigt, daß die Beziehung zwischen den Strahlungsstößen sehr kurzer Dauer zum System I I I abweichend ist von der f ü r die normale Strahlung. Auch die Korrelation zum Satelliten Io scheint für diesen Typ ausgesprochener zu sein. Henn 8649. D. Barber, T h e p o l a r i z a t i o n , p e r i o d i c i t y a n d a n g u l a r d i a m e t e r of t h e r a d i a t i o n f r o m J u p i t e r a t 6 1 0 M H z . MN 133 285—308. — Die Eigenschaften der Radiostrahlung von Jupiter bei 610 MHz wurden unter Verwendung des Ost-West-Interferometers von Malvern bei Basislängen von 120 m und 560 m untersucht. Dabei wurden Werte f ü r Gesamtflußdichte, Polarisationsgrad, äquatorialen Durchmesser der Emissionsfläche, Neigung der Magnetachse gegen die Rotationsachse sowie für die Länge (IAU-System I I I ) des nördlichen Poles erhalten. Die Ergebnisse werden ausführlich diskutiert. Henn 8650. G. L. Berge, A n i n t e r f e r o m e t r i c s t u d y of J u p i t e r ' s d e e i m e t e r r a d i o e m i s s i o n . Obs. Owens Valley Radio Obs. 1966 Nr. 4, 23 S.; A p J 146 767—798. — Die dm-Radiostrahlung von Jupiter wurde kürzlich im Owens Valley Radio Obs. mit den beiden 27 m-Paraboloiden, die als Interferenzpolarimeter benutzt wurden, bei 10.4 und 21.2 cm Wellenlänge beobachtet. Die gefundenen Sichtbarkeitsfunktionen stimmen mit denen früherer Messungen überein, die f ü r die polare und die äquatoriale Ausdehnung einen bzw. drei Planetendurchmesser ergaben, sind jedoch vollendeter und auf größere Antennenabstände erweitert und erlauben die Entwicklung eines geeigneten, ziemlich detaillierten Modells für die dm-Helligkeitsverteilung. Die Beobachtungen lassen auf eine symmetrische Synchrotronstrahlungsquelle schließen. Die Beobachtungen weisen außerdem auf eine schwache zirkulär polarisierte Komponente hin, deren Stärke und Drehsinn sich mit der Jupiterdrehung ändern. Die Strahlung der Scheibe bei 10.4 cm ist etwa zweimal so groß wie die thermische Strahlung f ü r T = 130°. Die Konsequenzen der verschiedenen Ergebnisse werden diskutiert. HHR 8651. E. K. Bigg, P e r i o d i c i t i e s i n J u p i t e r ' s d e c a m e t r i c radiation. Planet. Space Sei. 14 741—758 = Sonderdruck C.S.I.R.O. Sydney = R P P 979. — Unter Verwendung von Beobachtungsdaten, die von Warwick u. a. mit dem Radiointerferometer von Boulder zwischen 1960 und 1965 gewonnen worden sind, f ü h r t Verf. eine systematische Suche nach Periodizitäten in der Dekameterstrahlung von Jupiter durch und entwickelt eine Methode zur Abschätzung ihrer physikalischen und statistischen Bedeutung. Die Satelliten Ganymed, Callisto und Amalthea (5. Jupitermond) haben keine unabhängigen Einflüsse auf die Emission, während Europa die Emission bei einer Position von 40° hinter der Sonne-Jupiter-Linie scheinbar verringert. Ob gleichzeitige Konjunktionen von Io, Ganymed und Europa oder die magnetische Länge von Io die Emission beeinflussen, ist fraglich. Über die Ursache des Einflusses von Io werden einige Überlegungen angestellt. Henn

504

IX. Planeten. Monde

66, 1966

8652. W. F. Bloek, S p e c t r u m a n d o r i g i n of t h e J o v i a n r a d i o b u r s t s t r u c t u r e . Ann Arbor, Mich., Univ. Microfilms, Inc., 1966. 106 S. — Diss. Univ. of Florida. R. 0 . 8653. T. A. Clark, G. A. Dulk, O b s e r v a t i o n s M H z . A J 71 158. — Ref. AAS.

of J u p i t e r

at

8.9 a n d

10

* * R. D. Davies, D. Williams, O b s e r v a t i o n s of t h e c o n t i n u u m e m i s s i o n f r o m V e n u s , M a r s , J u p i t e r a n d S a t u r n a t 2 1 . 2 cm w a v e l e n g t h . Vgl. Ref. 8234. 8654. J.R.Dickel, O b s e r v a t i o n s of J u p i t e r M H z . A J 71 159—160. — Ref. AAS.

a t a f r e q u e n c y of

610.5

8655. G. A. Dulk, T.A.Clark, A l m o s t - c o n t i n u o u s 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 t 8.9 a n d 10 M H z . ApJ 145 945—948. — Messungen der Radiostrahlung Jupiters bei 8.9 MHz (Boulder 1964) und bei 10 MHz (Inst. Telecommun. Sei. Aeronomy 1964) ergaben, daß diese Strahlung dauernd vorhanden und in ihrer Intensität von der Phase des Mondes Io beeinflußt ist. Gü-Li 8656. R. A. Duncan, C o m m e n t s o n t h e m o d u l a t i o n of J o v i a n d e c a m e t r i c e m i s s i o n b y J u p i t e r ' s s a t e l l i t e s . Planet. Space Sei. 14 173—176. — Der Hauptsatellit des Jupiter (Io) moduliert nur die hochfrequente JupiterDekameterwellenstrahlung merklich; unter 30 MHz hat er fast keinen Einfluß. Die äußeren Satelliten verursachen bei keiner Frequenz eine erkennbare Modulation. HHR 8657. R. A. Duncan, F a c t o r s c o n t r o l l i n g J o v i a n d e c a m e t r i c e m i s s i o n . Planet. Space Sei. 14 1291—1301. — Bei Dekameterwellen zeigen nur solche Jupiterstürme, deren maximale Frequenz 30 MHz erreicht oder überschreitet, die wohlbekannte ausgeprägte Anhäufung während der Io-Phasen 90° und 230°. Die Mehrzahl der Stürme, die 30 MHz nicht erreichen, haben eine komplexere und weniger ausgeprägte Erscheinungsform. Die Maximalfrequenz der Stürme bestimmt außerdem die Form ihrer Auftrittshäufigkeit mit der jovigraphischen Länge, wenn auch die Struktur dieser Form einige 10 MHz breit ist. Bei genauerer Betrachtung zeigt sich: Weder die Frequenz noch in erster Linie die Zentralzeit sind mit der jovigraphischen Länge korreliert, sondern die Zeit des Sturmbeginns. Die meisten Hauptquellenstürme werden auf der Erde erst gesehen, wenn der Magnetpol der nördlichen Jupiter-Halbkugel I m = 200° den Zentralmeridian kreuzt. Die allgemeine Meinung, daß sich die Radioumlaufszeit Jupiters während der letzten paar Jahre verlängert hat, ist wahrscheinlich ein Irrtum. HHR 8658. P. C. W. Fung, E x c i t a t i o n of c y c l o t r o n r a d i a t i o n i n t h e f o r ward subluminous mode and its application to J u p i t e r ' s decam e t r i c e m i s s i o n s . Planet. Space Sei. 14 469—481. — Verf. überprüft und verfeinert die von Ellis und McCulloch (vgl. A J B 68 Ref. 8665 und 8666) entworfene Theorie, wonach Zyklotronstrahlung für die Dekameter-Radiostrahlung Jupiters verantwortlich gemacht wird. Gü-Li * * F.J.Low, O b s e r v a t i o n s of V e n u s , J u p i t e r , a n d S a t u r n a t X 20,«. Vgl. Ref. 8254. 8659. J. May, T. D. Carr, 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 s r a d i a t i o n a t 18 M H z . IBSH Nr. 8 S. 36.

of t h e

Jovian

8660. W. B. McAdam, T h e e x t e n t of t h e e m i s s i o n r e g i o n o n J u p i t e r a t 4 0 8 M H z . Planet. Space Sei. 14 1041—1046. — Das Emissionsgebiet auf dem Jupiter wurde mit dem E - W-Arm des 1-Meilen-Mills-Kreuzes beobachtet. Der ausgedehnte Strahlungsgürtel wurde in Rektaszension durch die aufgefächerte

66, 1966

86. J u p i t e r

505

88'-Antennenkeule aufgelöst, u n d ein Modell der Helligkeitsverteilung wurde mit dem detaillierteren Modell verglichen, das m a n bei höheren Frequenzen erhalten h a t t e . Die Hauptemission k o m m t aus einem Gebiet von 1.6 J u p i t e r radien u m den Planetenmittelpunkt, doch 16—20% des Strahlungsflusses entstehen in einem Gebiet bei 6 Radien Abstand. HHR 8661. P. M. McCulloch, G. R. A. Ellis, O b s e r v a t i o n s of J u p i t e r ' s decam e t r i c r a d i o e m i s s i o n s . H o b a r t Phys. Dep. Univ. Tasmania, 1966. 18 S.; Planet. Space Sei. 14 347—359. — Aus Beobachtungen der mittleren Strahlungsintensität J u p i t e r s bei sechs Frequenzen zwischen 4.7 u n d 28 MHz wurden Histogramme hergestellt, die die relative I n t e n s i t ä t u n d die Auftrittswahrscheinlichkeit bei jeder Frequenz wiedergeben. Die Schwankungen der mittleren Flußdichte zeigen ein monotones Anwachsen m i t abnehmender Frequenz. D a s Spekt r u m besteht aus zwei Teilen: Zwischen 4.7 u n d 20 MHz b e t r ä g t der Spektralindex - 2 . 5 , zwischen 24 u n d 30 MHz - 1 3 . 7 . Der O r t der Magnetpole J u p i t e r s wird diskutiert; es ergibt sich eine schwache Frequenzabhängigkeit. Der Einfluß des Jupitersatelliten I o auf die Beobachtungsergebnisse wurde bei vier der sechs Frequenzen untersucht. Die Strahlungsintensität ist in K o n t u r e n d i a g r a m m e n dargestellt. HHR 8662. A . C . Miller, J. Griifin, 1 4 1 4 M H z J u p i t e r o b s e r v a t i o n s . A J 71 744—746. — Bs sind Beobachtungen von J u p i t e r a m 84 ft-Radioteleskop des U S N a v a l Res. Lab. bei 1414 MHz während 28 N ä c h t e n innerhalb der Zeit v o m 10. 9. bis 17. 12. 1963 durchgeführt worden. Die Intensitätsmessungen wurden a n der Radioquelle Virgo A geeicht, deren Strahlungsfluß zu 1.98 X 10~ 2 4 W/m 2 Hz angenommen ist. Der äquatoriale bzw. polare Strahlungsfluß J u p i t e r s wurde zu 5.5 bzw. 3.4 x 10~26 W / m 2 Hz, die Äquivalenttemperatur zu 3250° gefunden. Ho. 8663. C. N. Olsson, A . G . S m i t h , D e c a m e t r i c r a d i o p u l s e s f r o m J u p i t e r : C h a r a c t e r i s t i c s . Science 153 289—290. — Beobachtungen der DekameterRadiostrahlungsstöße (18 MHz) a n der Station Gainesville des Florida R a d i o Obs. während 1962 u n d 1963 ergaben drei T y p e n : Langperiodische Stöße mit mehr als 10 sec D a u e r (Typ 1), Stöße m i t Perioden ~ 1 sec (Typ 2) u n d Millisekundenstöße (Typ 3). E s wurde festgestellt, daß die T y p 3-Stöße eine andere Verteilung in jovigraphischer Länge haben als die der anderen Typen. Gü-Li 8664. J . J . Riihimaa, H i g h - r e s o l u t i o n s p e c t r a l o b s e r v a t i o n s of d e c a m e t r i c r a d i o b u r s t s f r o m J u p i t e r . Ann. Acad. Sei. Fennicae (A/VI) 206, 46 S. = Repr. Radio Astr. Station Univ. Helsinki Nr. 25. — Beschreibung der Methodik u n d Einrichtung zur Gewinnung hochaufgelöster dynamischer Radiospektren Jupiters. N a c h Ausbruchsdauer u n d Bandbreite lassen sich 3 T y p e n unterscheiden. E s finden sich Korrelationen zwischen kurzzeitigen u n d schmalbandigen Strahlungsstößen u n d b e s t i m m t e n Stellungen des in der J u p i t e r magnetosphäre umlaufenden Satelliten Io im Längensystem I I I . Ba. 8665. J. J. Riihimaa, H i g h - r e s o l u t i o n spectra of d e c a m e t r i c radio b u r s t s f r o m J u p i t e r . N a t u r e 209 387—388 = Repr. Radio Astr. Station Univ. Helsinki Nr. 23. — Mit einem Vielkanalspektrographen bei 19 MHz (10— 14 K a n ä l e mit 50 k H z Abstand) wurden vom 1. 9. bis 15. 12. 1964 in 33 N ä c h t e n Jupiterstrahlungstöße registriert, wobei die Stoß-Bandbreite meist größer als 500 k H z war u n d die Stoßdauer etwa zwischen 0.2 u n d 5 sec lag. I n 14 N ä c h t e n wurden Stöße mit F e i n s t r u k t u r u n d Bandbreiten von etwa 50 k H z oder weniger registriert. Zwei Diagramme zeigen die Ergebnisse: 1) die Auftrittswahrscheinlichkeit in Abhängigkeit von der System I I I - L ä n g e u n d 2) von der Position des Jupitersatelliten Io. Möglicherweise zeigen diese Beobachtungen eine Abhängigkeit der spektralen F e i n s t r u k t u r von der relativen Position von Io. HHR 8666. J. J. Riihimaa, S p e c t r a l t y p e s of d e c a m e t r i c r a d i a t i o n from J u p i t e r . N a t u r e 212 1338—1339. — Weitere Messungen ergänzen u n d bestä-

506

I X . Planeten. Monde

66, 1966

tigen die früheren Ergebnisse (vgl. beide vorige Ref.). Dabei wird vorgeschlagen, die Klassifizierung der Radiostrahlungsstöße Jupiters auf die Eigenschaften ihrer hochaufgelösten dynamischen Spektren zu stützen. Loh. 8667. C. V. Sastry, S h o r t - t e r m c o r r e l a t i o n s of d e c a m e t e r 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 n d s o l a r a c t i v i t y . A J 71 179. — Ref. AAS. 8668. L Shever, I n f l u e n c e of I o o n Univ. Florida, Dez. 1966. 116 S. — Diss.

Jovian

decametric

radiation. R . O.

8669. N. F. Six jr., J.R.Holmes, G. R. Lebo, A.G.Smith, T. D. Carr, P e r i o d i c i t i e s i n t h e J o v i a n d e c a m e t r i c r a d i o e m i s s i o n . A J 71 398. — Ref. AAS. 8670. 0 . B. Slee, C. S. Higgins, T h e a p p a r e n t s i z e s of t h e J o v i a n d e c a m e t r i c r a d i o s o u r c e s . Australian J . Phys. 19 167—180 = Sonderdruck Division Radiophys. C.S.I.R.O. Sydney. — Nach einer früher von den Verf. (vgl. A J B 63 Ref. 8676) benutzten Methode wurde mit einem Radiointerferometer bei 19.7 MHz und wesentlich vergrößerter Basis (12700 A) die scheinbare Ausdehnung der Gebiete mit Radiostrahlungsstößen auf Jupiter gemessen. E s ergaben sich Durchmesser von 10—15', doch es wird angenommen, daß diese Werte durch Streueffekte im interplanetaren R a u m wesentlich vergrößert sind. Auf die Verteilung der Quellen wird eingegangen. Gü-Li 8671. A. G. Smith, W. F. Block, W. A. Morton, G. R. Lebo, T. D. Carr, C. N. Olsson, I n f l u e n c e of t h e t e r r e s t r i a l e n v i r o n m e n t o n t h e t e m p o r a l a n d s t a t i s t i c a l c h a r a c t e r i s t i c s of J o v i a n d e c a m e t r i c r a d i a t i o n . Radio Sei. 1 1167—1171. R . O. * * D. H. Staelin, R. W. Neal, O b s e r v a t i o n s of V e n u s a n d J u p i t e r 1 - c m w a v e l e n g t h . Vgl. Ref. 8267.

near

* * D. H. Staelin, N. E. Gaut, R. W. Neal, G. D. Papadopoulos, E. C. Reifenstein, K - b a n d m e a s u r e m e n t s . Vgl. Ref. 8269. * * D. H. Staelin, R. W. Neal, S. E. Law, E. C. Reifenstein, s u r e m e n t s of V e n u s a n d J u p i t e r . Vgl. Ref. 8270.

Spectrum

mea-

* * C. W. Tolbert, O b s e r v e d m i l l i m e t e r w a v e l e n g t h b r i g h t n e s s p e r a t u r e s of M a r s , J u p i t e r , a n d S a t u r n . Vgl. Ref. 8478.

tem-

8672. W. J. Welch, D. D. Thornton, R. Lohman, O b s e r v a t i o n s of J u p i t e r , S a t u r n , a n d M e r c u r y a t 1 . 5 3 c e n t i m e t e r s . A p J 146 799—809. — Die Beobachtungen bei 19.6 GHz ergaben, daß die Scheibentemperatur des Saturn das 0.94fache der des Jupiters beträgt und die des Merkur bei einem durchschnittlichen Phasenwinkel von 125° das Dreifache. Bei einer Jupiter-Scheibentemperatur von 150° sind also die des Saturns 141° und die des Merkurs 450°. Die Ähnlichkeit der Strahlung von Jupiter und Saturn läßt sich mit der Annahme erklären, daß Ammoniak die Hauptquelle der thermischen Mikrowellenstrahlung ist und daß das Gas nahe der Wolkenoberfläche bei beiden Planeten gesättigt ist. Die Möglichkeit, daß Strahlung von den Saturnringen einen Beitrag zur Scheibentemperatur liefert, wird kurz erörtert. Die hohe Scheibentemperatur Merkurs bei großen Phasenwinkeln stimmt mit der bei 3.75 und 11 cm gefundenen überein. Nachdem Radarbeobachtungen ergaben, daß nicht immer dieselbe Seite des Merkur zu Sonne gerichtet ist, lassen sich diese Ergebnisse unter der Annahme verstehen, daß die Mikrowellenstrahlung des Merkur der des Mondes ähnlich ist. Andererseits verträgt sich diese Interpretation nicht mit dem bei 3.4 mm gefundenen Pehlen einer Scheibentemperaturänderung mit dem Phasenwinkel. H H R

66, 1966

86. Jupiter

8673. J. Witting, S a t e l l i t e A J 71 187. — Ref. AAS.

roles

in

507

radio

emission

from

8674. F. R. Zabriskie, W.A.Solomon, J . P . H a g e n jr., R a d i a t i o n p i t e r a t l o n g w a v e l e n g t h s . A J 71 877. — Ref. AAS.

Jupiter. from

Ju-

Jupitermonde 8675. P. Almert, J u p i t e r m o n d b e o b a c h t u n g e n Sterne 42 214—218.

1964/65

und

1965/66.

8676. A. B. Binder, D. P. Cruikshank, 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 p J 144 1240—1241. — Die Existenz der von A. A. Kalinjak (vgl. A J B 65 Ref. 8684) angegebenen nichtsolaren Linien in den Spektren der Jupitermonde Io, Ganymed und Europa wurden durch Aufnahmen mit dem 61 "-Reflektor des Lunar and Planet. Lab. nachgeprüft. Alle identifizierten Linien haben solare oder tellurische Herkunft. Gü-Li 8677. A.B.Binder, D. P. Cruikshank, P h o t o m e t r i e search for atmos p h e r e s o n E u r o p a a n d G a n y m e d e . Icarus 5 7—9 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 106. — Als Fortsetzung der photometrischen Beobachtungen zum Nachweis von Atmosphären auf den hellen Jupitermonden (vgl. A J B 64 Ref. 8692) wurden 1964 Dez. 26 Europa und Dez. 27 Ganymed vor bzw. nach dem Ein- bzw. Austritt aus dem Jupiterschatten mit dem 36'-Reflektor des K i t t Peak Obs. photometriert. F ü r Europa, der früher keinen Helligkeitsexzeß gezeigt hatte, ergab sich eine 10 Min. dauernde Anomalie von +0Ii103. Zwei Meßreihen von Ganymed unter besten Sichtverhältnissen zeigten keinerlei Exzesse. Gü-Li 8678. P. Darneil, J u p i t e r m ä n e r n e I—III. En o b s e r v e r e n d e m e d l e m m e r . NAT 1966 S. 95—99.

opfordring

til

vore

8679. S. Ferraz Mello, R e c h e r c h e s s u r le m o u v e m e n t d e s s a t e l l i t e s G a l i l e e n s d e J u p i t e r . BA (3) 1 287—330. — Zur Berechnung der Störungen im ebenen Problem wird ein neues Verfahren entwickelt. Die Bewegungsgleichungen in (normalisierten) Hillschen Variablen werden transformiert; hierzu wird eine durch das Laplacesche Integral nahegelegte Beziehung benutzt, aus welcher Verf. zwei neue Veränderliche von der Ordnung der Störungen herleitet. Poissons Methode der Variation der Konstanten führt auf Integro-Differentialgleichungen für die Bewegung. Von ihnen wird die Lösung 1. Ordnung gegeben und für die von Europa auf Io ausgeübten Störungen mit Sampsons Tafeln verglichen. Schließlich werden nach klassischen Methoden die Einflüsse der Glieder höherer Ordnung in der Entwicklung des Jupiterpotentials und die relativistischen Effekte ausgewertet. Böh. 8680. C. H. Giffen, P a r t i a l

e c l i p s e of J u p i t e r I V . Strolling Astr. 19 143.

8681. J. Meeus, P a s s a g e s s i m u l t a n e s d e l ' o m b r e s u r le d i s q u e d e J u p i t e r . BSAF 80 416. 8682. J. Meeug, H e D 64 351.

Dubbele

schaduwovergangen

* * E. Roemer, R.E.Lloyd, O b s e r v a t i o n s a n d s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 9208.

of

de van

comets,

* * E. Roemer, M. Thomas, R. E. Lloyd, O b s e r v a t i o n s P l a n e t s , a n d J u p i t e r V I I I . Vgl. Ref. 9209.

deux

satellites

Jupitermanen. Minor

Planets,

of c o m e t s ,

Minor

508

I X . Planeten. Monde

8683. 1 . 1 . Thomsen, O c c u l t a t i o n Astr. Bull. Nr. 64 S. 3—5.

of J u p i t e r

66, 1966 1 9 6 5 A p r i l 5. Carter Obs.

8684. R. E . Wend, T h e d o u b l i n g of J o v i a n s a t e l l i t e s h a d o w s . Astr. 19 79—80, mit einer E r g ä n z u n g in Strolling Astr. 19 143.

Strolling

8685. D i e A t m o s p h ä r e n Nr. 3 S. 35 (russ.).

EuW

8686. A t m o s p h e r e

of

der

Galileischen

Jupiter's

Jupitersatelliten.

satellites.

Spaceflight 8 429. —

2

Ref.

§ 87 Saturn 8701. M. S. Bobrow, Z u d e n B e o b a c h t u n g e n t e n n ä h e . AC N r . 382 S. 4—7 (russ.).

der Saturnringe

in

Kan-

8702. B. Cester, L a v i s i b i l i t à d e g l i a n e l l i d i S a t u r n o n e l 1 9 6 6 . Coelum 34 46—49. 8703. A. F. Cook, F.A.Franklin, Rediscussion of M a x w e l l ' s Adams p r i z e e s s a y o n t h e s t a b i l i t y of S a t u r n ' s r i n g s . I I . A J 71 10—19. — Die Berechnungen des Teils I werden durch ein neues Modell Boltzmann-verteilter Partikel ohne Stöße ergänzt. Der Vergleich der Modelle erweist die Stabilität des Ringes zumindest bis herauf zu einer mittleren Dichte von 0.18 g/cm 3 . hz 8704. A . F . C o o k , F.A.Franklin, 71 851. — Ref. AAS.

Particle

sizes

8705. T. A. Cragg, L. C. Bornhurst, S a t u r n ' s d u r i n g 1 9 6 6 . Strolling Astr. 19 73—75. 8706. T. A. Cragg, L. C. Bornhurst, Strolling Astr. 19 98—104.

The

in

edgewise

1964—5

Saturn's ring

apparition

8707. T. A. Cragg, I . C. Bornhnrst, A p r e l i m i n a r y r e p o r t — 66 S a t u r n a p p a r i t i o n . Strolling Astr. 19 170—171. 8708. T. A. Cragg, S a t u r n i a n s a t e l l i t e n o m e n a . Strolling Astr. 19 212—213.

diameters

rings.

presentation of

upon

from

AJ

Saturn. the

1965

eclipse

phe-

* * R. D. Davies, D. Williams, O b s e r v a t i o n s of t h e c o n t i n u u m e m i s s i o n f r o m V e n u s , M a r s , J u p i t e r a n d S a t u r n a t 21.2 cm w a v e l e n g t h . Vgl. Ref. 8234. 8709. L. P. Giver, H. Spinrad, M o l e c u l a r hydrogen features in the s p e c t r a of S a t u r n a n d U r a n u s . Icarus 5 586—589 = Berkeley R e p r . N r . 361. — Aus der Registrierung von Spektren der Planeten S a t u r n u n d U r a n u s im Wellenlängenbereich zwischen 6350 À u n d 6460 À, aufgenommen m i t dem 120'-Lick- u n d dem 100'-Mt. Wilson-Reflektor, w u r d e n die Äquivalentbreiten der Quadrupollinien S ( l ) u n d S(0) des molekularen Wasserstoffs H 2 ermittelt. Die resultierenden R o t a t i o n s t e m p e r a t u r e n sind 124° ± 30° f ü r U r a n u s u n d 126° ± 30° f ü r S a t u r n . Aus der Druckverbreiterung der Linien folgt f ü r U r a n u s ein höherer Atmosphärendruck als f ü r Saturn. Gü-Li

87. Saturn

«6, 1966

509

* * R. Hide, O n t h e 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 s of J u p i t e r S a t u r n . Vgl. Ref. 8615.

and

8710. A. P. Lenham, T h e l a t i t u d e s of S a t u r n ' s b e l t s . J B A A 76 186—187. 8711. A. P. Lenham, A n a n a l y s i s of S a t u r n i n t e n s i t y o b s e r v a t i o n s . J B A A 76 258—260. — Die Ergebnisse der von Mitgliedern der BAA seit 1947 durchgeführten planmäßigen Überwachung der Helligkeitsänderungen auf der Oberfläche des Saturn bzw. seiner Ringe werden zusammenfassend für die Jahre 1953—64 mitgeteilt. Obgleich es sich nur um Schätzungen handelt, dürften gröbere Veränderungen richtig erfaßt sein. Das Fehlen aller jahreszeitlichen Veränderungen läßt darauf schließen, daß die auf den Oberflächen der äußeren Planeten beobachteten meteorologischen Vorgänge nichts mit der einfallenden Sonnenstrahlung zu t u n haben. Bey. * * F . J . L o w , O b s e r v a t i o n s of V e n u s , J u p i t e r , a n d S a t u r n a t A 20 fi. Vgl. Ref. 8254. 8712. J . Meeus, L e s d i s p a r i t i o n s d e l ' a n n e a u d e S a t u r n e . Ciel et Terre 81 404—416, 1965. 8713. J . Meeus, V e r s c h i j n s e l e n

van

Titan,

1966.

HeD 64 66—67.

8714. L. Mertz, I. Coleman, I n f r a r e d s p e c t r u m of S a t u r n ' s r i n g . A J 71 747—748. — An der Agassiz-Station ist das Infrarotspektrum des Saturnrings untersucht worden. Beobachtungsinstrument war der 61 "-Spiegel und ein Spezialspektrometer. Das Spektrum des Saturnrings ist durch ein Absorptionsband bei A = 1.66 fx charakterisiert, was unvereinbar mit der Vorstellung ist, wonach die lichtreflektierenden Teilchen des Rings aus Eisstaub bestehen sollen. Das Ringmaterial könnte aus Paraformaldehyd bestehen oder aus meteoritischen Teilchen, die damit überzogen sind. Ho. 8715. P.Moore, T h e s y m m e t r y

of S a t u r n ' s

rings.

J B A A 76 184—185.

* * W. I. Moros, T h e s p e c t r a of J u p i t e r a n d S a t u r n i n t h e 1 — 2 . 5 fi r e g i o n . Vgl. Ref. 8623. 8716. R. A. Naef, Ü b e r d a s V e r s c h w i n d e n und Wiedererscheinen d e r S a t u r n r i n g e i m J a h r e 1966. Orion Schaffhausen 11 102—103. 8717. Z. Pokorny, (tschech.).

The

rings

of

Saturn.

* * E. Roemer, R. E. Lloyd, O b s e r v a t i o n s a n d s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 9208. * * H. Spinrad, L. P. Giver, J u p i t e r c l i n a t i o n s . Vgl. Ref. 8637.

and

Kosmicke rozhledy 4 101—104 of

comets,

Saturn:

Minor

Planetary

Planets, line

in-

8718. I. L. Thomsen, D i s a p p e a r a n c e of S a t u r n ' s r i n g s i n 1966. Southern Stars 21 103—104 = Carter Obs. Repr. Nr. 41. * * C. W. Tolbert, O b s e r v e d m i l l i m e t e r w a v e l e n g t h b r i g h t n e s s p e r a t u r e s of M a r s , J u p i t e r , a n d S a t u r n . Vgl. Ref. 8478. * * W. J. Welch, D. D. Thornton, R. Lohman, O b s e r v a t i o n s of S a t u r n , a n d M e r c u r y a t 1 . 5 3 c e n t i m e t e r s . Vgl. Ref. 8672.

tem-

Jupiter,

8719. S. Yabushita, S t a b i l i t y a n a l y s i s of S a t u r n ' s r i n g s w i t h d i f f e r e n t i a l r o t a t i o n . MN 133 247—263. — Eine Methode zur Berechnung des Potentials eines dünnen gravitierenden Ringes unter Benutzung von Zylinder-

I X . Planeten; Monde

510

66, 1966

funktionen wird entwickelt. Das Gleichgewicht des Ringes wird so definiert, daß die Zentrifugalkraft genau gleich ist der Gravitation des Ringes plus der Gravitation des Planeten. Die Analyse der Stabilität der Bewegung wird unter Berücksichtigung der diiferentiellen Rotation mit Hilfe der Gleichungen der Hydrodynamik durchgeführt. Die Frequenzen freier Schwingungen sind Eigenwerte einer gewissen unendlichen Matrix. Für verschiedene Modelle von Ringen wird die obere Grenze der Masse abgeleitet, bei welcher der Ring gegen achsensymmetrische Störungen stabil ist. Die Werte unterscheiden sich bedeutend von denen der klassischen Untersuchung von Maxwell (1859). Verf. (ü., gek.) 8720. R. L. Younkin, G.Münch, V i s i b l e a n d n e a r - i n f r a r e d m e t r y o f S a t u r n ' s r i n g s . A J 71 188. — Ref. AAS. 8721. O s s e r v a z i o n e 34 178—179. 8722. D a s (russ.).

simultanea

Verschwinden

der

di

due

Saturnringe

8723. D i e S i c h t b a r k e i t d e r S a t u r n r i n g e . 8724. O b s e r v a t i o n s

of Saturn.

eclissi

su

1966.

spectrophoto-

Saturno.

EuW 2 Nr. 3 S. 70

E u W 2 Nr. 4 S. 77—78 (russ.).

J . Astr. Soc. Victoria 19 102—103.

8725. T h e r i n g s y s t e m o f S a t u r n a n d i t s t r i p l e e d g e w i s e t a t i o n in 1 9 6 6 . J . Astr. Soc. West. Australia 17 Febr. S. 2—5. 8726. R e c e n t 179—180.

observations

A J B 65 Ref. 8713 =

Coelum

of t h e rings of S a t u r n .

presen-

Strolling Astr. 19

Contr. Kitt Peak National Obs. Nr. 108.

§ 88 Uranus, Neptun, Pluto, Transpluto 8801. D. Brouwer, T h e o r b i t Vgl. Ref. 1311 S. 227—229.

of P l u t o over a long interval

* * L. P. Giver, H. Spinrad, M o l e c u l a r h y d r o g e n f e a t u r e s in t h e o f S a t u r n a n d U r a n u s . Vgl. Ref. 8709.

of

time.

spectra

8802. I. Halliday, R. H. Hardie, O.G.Franz, J . B. Priser, An u p p e r l i m i t f o r t h e d i a m e t e r o f P l u t o . Puhl ASP 78 113—124 = Contr. Dominion Obs. Ottawa 4 Nr. 20 = U. S. Naval Obs. Repr. Nr. 73. — Plutos Durchmesser (5900 km) nach G. P. Kuiper (vgl. A J B 50 Ref. 7814) und seine Masse (0.9 3Ke) nach D. Brouwer und G. M. Clemenee (vgl. A J B 61 Ref. 4113) führen auf die hohe Dichte von 50 g/cm 3 . Daher schlug I . Halliday (vgl. A J B 63 Ref. 8802) vor, den Durchmesser aus Sternbedeckungen direkt zu bestimmen. Bisher konnte keine der vorausgesagten Bedeckungen beobachtet werden. Verf. haben deswegen die für 1965 April 28/29 vorausgesagte Bedeckung mit dem 61'-Reflektor des USNaval Obs. astrometrisch beobachtet und fanden die größte Annäherung Plutos an den Stern (15"?3) für April 29.217 U T mit o = 0?143 ± 0J013. Eine gleichzeitige Beobachtung am Lick Obs. ergab Q = 0fl63. Aus diesen Daten wird auf eine obere Durchmessergrenze von 6800 km geschlossen. Daraus folgt keine befriedigende Verringerung der Dichte. Gü-Li

66, 1966

88. Uranus, Neptun, Pluto, Transpluto

511

8803. J. Herrmann, P o r t r ä t e i n e s f e r n e n P l a n e t e n : P l u t o . SuW 5 132— 137. 8804. W. Huchtmeier, E i n e n e u e B e s t i m m u n g v o n M a s s e d e s P l a n e t e n P l u t o . Sterne 42 225—228.

Durchmesser

und

8805. M. Jerzykiewicz, K. Serkowski, T h e S u n a s a v a r i a b l e s t a r , I I I . P h o t o m e t r i e o b s e r v a t i o n s of U r a n u s , N e p t u n e , a n d F a n d G t y p e s t a r s . Lowell Obs. Bull. 6 295—323. — Die photoelektrischen Beobachtungen von Uranus am Lowell Obs. lassen keine Änderungen der Sonnenhelligkeit von 1950 bis 1966 erkennen, wenn 2 2 % Polverdunklung angenommen werden. Kurzperiodische Helligkeitsschwankungen der Sonne sind jedenfalls kleiner als 0?003. Auch die Helligkeiten von 15 F- und G-Sternen von 1955 bis 1966 haben sich, wenn überhaupt, um weniger als 0™008 geändert. Loh. 8806. C. L. Johnson, P r e d i c t e d s h a d o w t r a n s i t s U r a n u s i n 1966. Strolling Astr. 19 88—89.

of

the

satellites

of

8807. K. I. Kellermann, 1.1. K. Pauliny-Toth, T h e d e t e c t i o n of t h e t h e r m a l r a d i o e m i s s i o n f r o m U r a n u s a n d N e p t u n e a t 1.9 cm. A J 71 390 = National Radio Astr. Obs. Green Bank Repr. (A) Nr. 56. — Ref. AAS. 8808. K. I. Kiladse, Ü b e r d i e R o t a t i o n s p e r i o d e v o n P l u t o . Bull. Astrophys. Obs. Abastumani Nr. 34 S. 131—133 (russ.). — Die photometrische Rotationsperiode von Pluto beträgt 6.390 oder 1.1819 Tage. Verf. (ü., gek.) 8809. M . J . K l e i n , T. V. Seling, R a d i o e m i s s i o n f r o m U r a n u s a t 8 G H z . A p J 146 599—602. — Zu den früheren Strahlungstemperaturen des Uranus von 130° ± 40° bei 2700 MHz tritt jetzt ein genaueres Meßergebnis bei 8000 MHz von 159° ± 16°. Die Richtungskalibrierung erfolgte mittels der Radioquelle 3C 273, zur Intensitätseichung wurde die Radioquelle Virgo A benutzt. Die Radiostrahlungstemperaturen weichen von der mittleren Gleichgewichtstemperatur (64°) erheblich ab. Danach muß die Temperatur am Grund der Atmosphäre höher sein als in den lichtreflektierenden Schichten. Auch fehlt im Vergleich mit Jupiter die starke Komponente einer Synchrotonstrahlung. Ho. 8810. S. W. Koslowskaja,

Neues

über

Pluto.

E u W 2 Nr. 4 S. 49 (russ.).

8811. F. J . l o w , T h e i n f r a r e d b r i g h t n e s s t e m p e r a t u r e of U r a n u s . A p J 146 326—328. — Mit dem Infrarotdetektor von F. J . Low (vgl. A J B 65 Ref. 83159) wurde Uranus am 5 ft-Teleskop der Catalina Station bei 20 fi beobachtet. Es ergab sich eine IR-Strahlungstemperatur von 55° 4; 3°. Gü-Li 8812. J . W. Macvey, L o w e l l ' s w o r l d . Spaceflight 8 312—313. 8813. T. B. McCord, D y n a m i c a l e v o l u t i o n of t h e N e p t u n i a n s y s t e m . A J 71 585—590. — Ref. in Phys. Today 19 Nr. 12 S. 63. — Das NeptunSystem ist ungewöhnlich, denn es besitzt einen Satelliten mit einer retrograden und einen anderen mit einer stark exzentrischen Bahn. Berechnungen der dynamischen Geschichte des Systems, wobei Gezeitenreibung als überwiegender Mechanismus vorausgesetzt wird, zeigen, daß Tritons Bahn während der Existenz des Sonnensystems auf die gegenwärtige Form von einer sehr ausgedehnten •— wenn nicht parabolischen Bahn — verkleinert werden konnte. Gegenwärtig kann sich das System mit einer meßbaren Geschwindigkeit ändern. Triton wird sich auch weiterhin rasch Neptun nähern, und die Zerstörung dieses Satelliten wird wahrscheinlich in 10—100 Millionen Jahren erfolgen. Ond. 8814. F. Omaiia Barreda, E l d i ä m e t r o d e P l u t 6 n . El Universo 20 201. 8815. T.Owen, A n i d e n t i f i c a t i o n of t h e 6 8 0 0 - A m e t h a n e b a n d i n t h e s p e c t r u m of U r a n u s a n d a d e t e r m i n a t i o n of a t m o s p h e r i c t e m p e r a -

512

X . I n t e r p l a n e t a r e Objekte

66, 1966

t u r e . A p J 146 611—613 = Contr. K i t t P e a k National Obs. Nr. 203. — Aus der 6800 Â-Methanbande im S p e k t r u m des U r a n u s wird auf Grund der Rotationsfeinstruktur ein W e r t f ü r die T e m p e r a t u r der reflektierenden Schichten der Atmosphäre abgeleitet. Zwei Spektrogramme des 84'-Coudé des K i t t P e a k Obs. w u r d e n ausgewertet. Das spektrale Auflösungsvermögen war 27 À / m m . Die gefundenen Temperaturwerte liegen nahe dem W e r t der T e m p e r a t u r des einfachen Strahlungsgleichgewichts, im Mittel bei 60° ± 15°. Ho. 8816. Z. Pokomy, N e w 110—112 (tschech.).

measurements

* * E. Roemer, R. E. Lloyd, O b s e r v a t i o n s a n d s a t e l l i t e s . Vgl. Ref. 9208.

of

Pluto's of

diameter.

comets,

Minor

RH

47

Planets,

8817. A. A. Rubaschewskij, A m e t h o d f o r t h e d e t e r m i n a t i o n o f t h e d i a m e t e r of P l u t o f r o m o b s e r v a t i o n s of o c c u l t a t i o n s of s t a r s . C o m m e n t s o n H a l l i d a y ' s a r t i c l e . A J U d S S R 43 157—161 (russ. m i t engl. Ref.). — Verf. behandelt die von I . Halliday (vgl. A J B 63 Ref. 8802) vorgeschlagene Methode zur Bestimmung des Plutodurchmessers aus astrometrischen Messungen einer Sternbedeckung. E s wird gezeigt, d a ß bei genügender K e n n t n i s der B a h n von P l u t o auch eine Vermessung einer nahen Sternbegegnung zu einem W e r t f ü r den Durchmesser f ü h r t (vgl. auch Ref. 8802). Gü-Li 8818. S. G. Scharaf, N. A. Budnikowa, T h é o r i e d u m o u v e m e n t d e P l u t o n . P u b l . I n s t . Theoret. Astr. Leningrad Nr. 11 S. 89—106 (russ. m i t französ. Ref.). — E r g ä n z u n g der Tabellen in Publ. Inst. Theoret. Astr. Leningrad Nr. 4 u n d N r . 10 Böh. f ü r die Koeffizienten der Newcombschen Operatoren. 8819. P. Völker, F a r b e n 8820. P l u t o n

aussi

gros

auf

U r a n u s . VdS Nachr. 15 112—113.

q u e l a T e r r e . L a N a t u r e 94 72.

8821. A n o b s e r v a t i o n of t h e s h a d o w of U m b r i e l , a s a t e l l i t e of U r a n u s . Strolling Astr. 19 177—178. A J B 65 Ref. 8802. — W. B. in Ann d'Astrophys 29 535—536, Ciel et Terre 81 454, J . Astr. Soc. Victoria 19 86—87, P u b l A S P 78 559—561.

X. Interplanetare Objekte § 91 Kometen 9101. C. Arpigny, T h e C 2 S w a n b a n d s i n c o m e t s . A p J 144 424—427 = I n s t . d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 512. — Kritische Bemerkungen zu der in A J B 65 Ref. 9134 zitierten Arbeit von Stockhausen u n d Osterbrock. Loh. 9102. C. Arpigny, T h e r o t a t i o n a l a n d v i b r a t i o n a l C 2 i n c o m e t s . Vgl. Ref. 1330 S. 165—183.

«temperatures»

of

66, 1966

91. Kometen

513

9103. T. W. Awerjanowa, K. P. Stanjukowitsch, T h e a p p l i c a t i o n of m e t h o d s of t h e G e n e r a l T h e o r y of R e l a t i v i t y t o t h e i n v e s t i g a t i o n of l o n g p e r i o d c o m e t s t r a j e c t o r i e s . A J UdSSR 43 1301—1305 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berechnen die Bahn eines Kometen im Schwarzschild-Feld der Sonne unter dem Einfluß von Störungen durch das interplanetare und interstellare Medium, insbesondere die resultierenden Periheldrehungen. Oster 9104. D. B. Beard, T h e t h e o r y of t y p e I c o m e t t a i l s . Planet. Space Sci. 14 303—311. —• Sobald die Ionisation der Kometengase, die den Kopf bilden, hinreicht, bringen energiereiche Elektronen in der Stoßkappe um den Kopf einen Gasschweif hervor. Wesentlich ist die Abschwächung des interplanetaren Magnetfeldes und die Wechselwirkung mit dem Sonnenwind. Ho. 9105. M. J . S. Belton, J . C. Brandt, I n t e r p l a n e t a r y g a s . X I I . A c a t a l o g u e of c o m e t - t a i l o r i e n t a t i o n s . A p J Suppl 13 125—332 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 134. — Ref. in A p J 144 4 5 6 - ^ 5 7 . — Aus 1607 Positionswinkelbeobachtungen der Schweife von 60 Kometen werden die Orientierungsparameter der Schweifachsen relativ zur Bahnebene der Kometen berechnet und in einer Tabelle zusammengestellt. I n einer weiteren Tabelle werden die Vektorkomponenten der geometrischen Konfiguration Komet—Erde—Sonne f ü r jede Einzelbeobachtung angegeben. Diese Datensammlung soll nicht nur zur Lösung von Problemen der Physik der Kometenschweife, sondern auch zur Untersuchung der Geschwindigkeit des Sonnenwindes und zur Prüfung von Modellen für das interplanetare Plasma dienen. Gü-Li 9106. M. J. S. Belton, T h e d y n a m i c s of t y p e I I c o m e t t a i l s . Vgl. Ref. 1330 S. 317—321 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 109. 9107. G. Bernasconi, A. Bernasconi, N o u v e l l e s f o r m u l e s p o u r l a r é d u c t i o n s u r le p l a n o r b i t a l d e l a c o m è t e d e s p o i n t s o b s e r v é s d e l a q u e u e . Mem SA I t (NS) 37 647—656. 9108. L. Biermann, C o m e t s a n d t h e s o l a r w i n d . Sci. J . 2 Nr. 5 S. 68—73. R. O. 9109. L. Biermann, C o m e t a r y t a i l s . Vgl. Ref. 1330 S. 297—308 = Sonderdruck Max-Planck-Inst. Phys. Astrophys. München. * * J. C. Brandt, T h e s o l a r w i n d a n d t h e o r i e n t a t i o n of t y p e I c o m e t t a i l s . Vgl. Ref. 6710. 9110. B. Brosowski, D i e B e r e c h n u n g h y d r o d y n a m i s c h e r M o d e l l e f ü r d i e P l a s m a s t r ö m u n g i n d e r N ä h e e i n e s K o m e t e n . Mitt. AG Nr. 21 S. 135—137. — Ref. AG. 9111. C. Cailliatte, S u r l a d i v e r g e n c e d e s q u e u e s d e c o m è t e s . BA (3) 1 Fase. 2 S. 37—47. — Die reelle Divergenz der Kometengase und Staubschweife wird unter Benutzung eines kometozentrischen Systems berechnet. Beispiele und Anwendung auf den Kometen Arend-Roland (1957 I I I ) werden gegeben. Verf. 9112. A. H. Delsemme, O c c u r r e n c e d e s h y d r a t e s d e g a z d a n s l e s n o y a u x c o m é t a i r e s . Vgl. Ref. 1330 S. 69—76. 9113. A. H. Delsemme, V e r s u n m o d è l e c o m é t a i r e . Vgl. Ref. 1330 S. 77—110.

physico-chimique

du

noyau

9114. 0. W. Dobrowolskij, D i e K o m e t e n . Moskau, «Nauka», 1966. 288 S. Preis 1 R . 12 Kop. (russ.). — B. in R J UdSSR 1967 2.51.600. 9115. 0 . W. Dobrowolskij, Ü b e r e i n e G e s e t z m ä ß i g k e i t i n d e r M e c h a n i k d e r K o m e t e n f o r m e n . Ber. Akad. Wiss. Tadshik. SSR 9 Nr. 11 S. 12—14 Astronom. Jahresberidit 1966

33

514

X . Interplanetare Objekte

66, 1966

(russ. mit tadshik. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 7.51.627: Aus zahlreichen Beobachtungen stellt Verf. fest, daß in den Staubatmosphären der Kometen die Beschleunigung a 0 und die Anfangsgeschwindigkeit v 0 der Teilchen der Beziehung a 0 = const. v 0 2 gehorchen, die f ü r einen großen Bereich von a 0 und v 0 sowohl für den Kopf als auch für den Schweif des Kometen richtig ist. Die Beziehung entspricht dem Eismodell des Kerns. Kra. 9116. 0 . W. Dobrowolskij, Ü b e r d i e P h o t o i o n i s a t i o n d e r K o m e t e n a t m o s p h ä r e n . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—42 S. 41—43 (russ. mit engl. Ref.). — Auf Grund neuerer Laborexperimente wurden mittlere Lebenszeit und Beschleunigung der CO- und C0 2 -Moleküle im Feld der elektromagnetischen Strahlung der Sonne berechnet. Verf. weist auf die Notwendigkeit zusätzlicher Ionisationsquellen hin. Verf. (ü.) 9117. 0 . W. Dobrowolskij, Z u r T h e o r i e d e r o p t i s c h d i c k e n K o m e t e n a t m o s p h ä r e n . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—42 S. 47—50 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berechnet die Schwächung y des Lichtes in der Staubatmosphäre eines Kometen. Der stationäre und instationäre Fall, wenn y von der Zeit abhängt, werden erörtert. Es zeigt sich, daß die Stationarität bei einem typischen Kometen schnell eintritt, die Schwächung sehr wesentlich sein kann und einige Größenklassen erreicht. Verf. (ü.) 9118. 0 . W. Dobrowolskij, Ü b e r d i e T e m p e r a t u r e i n e r o p t i s c h d i c k e n K o m e t e n a t m o s p h ä r e . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 46 S. 3—6 (russ. mit engl. Ref.). — Die Aufheizung von optisch dicken Kometenatmosphären bis zu hohen Temperaturen (1000—2000°) kann nur erfolgen, wenn spezielle Mechanismen zur Transformation von solarer ultravioletter Energie in kinetische Energie existieren: bei der Anregung metastabiler Niveaus (z. B. [O I] mit nachfolgenden strahlungsfreien Übergängen in den Grundzustand oder bei gewissen Photodissoziationsprozessen). Deshalb kann die hohe kinetische Temperatur nicht als unbedingte Eigenschaft aller optisch dicken Atmosphären angesehen werden, sondern als Funktion ihrer chemischen Zusammensetzung. Verf. (ü.) 9119. 0 . W. Dobrowolskij, D i e v i s u e l l e P h o t o m e t r i e der Kometen. Probleme Kometenphotometrie. Informationsbull. 1966 Nr. 10 S. 15—20 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1967 7.51.633. 9120. A. S. Dolginow, J. N. Gnedin, A t h e o r y of t h e a t m o s p h e r e of a c o m e t . Icarus 5 64—74. — Photometrische und spektroskopische Untersuchungen der Kometenköpfe ermöglichen Untersuchungen über das Verhalten der Atome, Moleküle, Ionen und Staubteilchen innerhalb der Koma. I n der vorliegenden Arbeit werden Fragen behandelt, die sich im wesentlichen auf die neutralen Gase und zum Teil auch auf die Staubteilchen beziehen. Eine Reihe von Formeln stellt die Verteilung der neutralen Teilchen unter Berücksichtigung der von der Sonne ausgehenden K r ä f t e sowie die Helligkeit der verschiedenen Spektrallinien in einzelnen Bereichen des Kometenkopfes befriedigend dar (Vergleich mit Helligkeitsbeobachtungen des Kometen Burnham 1960 II). Bey. 9121. W. A. Dombrowskij, Ü b e r polarimetrische Untersuchungsverf a h r e n v o n K o m e t e n . Probleme Kometenphotometrie. Informationsbull. 1966 Nr. 10 S. 34—42 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1967 8.51.623. 9122. F. Dossiii, C o m e t e s f a i b l e s a u v o i s i n a g e d u S o l e i l . Vgl. Ref. 1330 S. 189—192. 9123. F. V. Dossiii, E m i s s i o n s p e c t r u m of a c o m e t , a t l a r g e t r i c d i s t a n c e . A J 71 853—854. — Ref. AAS.

heliocen-

66, 1966

91. Kometen

515

9124. J . Dufay, L e s C o m è t e s . Paris, Presses Universitaires de France, 1966. 125 S. Preis F 3.00. — B. in Ann d'Astrophys 30 355—356, Sky Tel. 33 172, 377—379, ZfA 66 340—341. 9125. J . Dufay, S u r l a c l a s s i f i c a t i o n d e s o r b i t e s c o m é t a i r e s . CR (B) 263 629—634 = Pubi. Obs. H a u t e Provence 8 Nr. 35. — Eine Statistik der Balmelemente der kurzperiodischen Kometen zeigt, daß diese in zwei getrennten Gruppen betrachtet werden müssen: Die Verteilung der Exzentrizitäten, der Neigungen und der ekliptikalen Koordinaten der Perihele ist grundlegend verschieden f ü r die Gruppe mit Perioden unter 19 a (80 Kometen) und f ü r die 18 Kometen mit Perioden zwischen 27? und 165 a . T. L. 9126. W. G. Fessenkow, K ö n n e n E u W 2 Nr. 4 S. 18—22 (russ.).

Kometen

aus Antimaterie

bestehen?

9127. E. S. Fishburne, K. N. Rao, C o m e t - t a i l b a n d s of CO + p h o t o g r a p h e d u n d e r h i g h d i s p e r s i o n . Vgl. Ref. 1330 S. 4 0 9 ^ 1 0 . 9128. J . N. Gnedin, A. S. Dolginow, T h e d i s t r i b u t i o n of p a r t i c l e s i n a c o m e t a r y h e a d . A J UdSSR 43 181—191 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. leiten Formeln ab, die die Verteilung von Atomen und Molekülen im Kopf eines Kometen beschreiben. Die Möglichkeit der Entstehung und des Zerfalls der Partikel bei der Dissoziation und Ionisation wird berücksichtigt. Der beobachtete Lichtstrom von einzelnen Teilen der Koma in verschiedenen Spektrallinien wird bestimmt. Verf. (ü.) 9129. J . L. Greenstein, N u c l e a r p r o c e s s e s i n c o m e t s . Vgl. Ref. 1330 S. 483— 488. 9130. I. Halliday, C o m e t s a s s p a c e p r o b e s . J RAS Canada 60 231. 9131. M. Harwit, O r b i t s of s u n - g r a z i n g c o m e t s . A J 71 857. — Ref. AAS. 9132. M. Harwit, O n t h e t r a n s i t i o n c o m e t s . Vgl. Ref. 1330 S. 489—494.

between

long

9133. L. Haser, C a l c u l d e d i s t r i b u t i o n d ' i n t e n s i t é t ê t e c o m é t a i r e . Vgl. Ref. 1330 S. 233—241.

and

short

period

relative dans

une

9134. W. F. Huebner, D i m i n u t i o n of c o m e t a r y h e a d s d u r i n g p e r i h e l i o n p a s s a g e . A J 71 858. — Ref. AAS. 9135. W. F. Huebner, A. Weigert, E i s k ö r n e r i n d e r K o m a v o n Mitt. AG Nr. 21 S. 142. — Ref. AG.

Kometen.

9136. W. F. Huebner, Ü b e r d i e E n t w i c k l u n g s r a t e n d e r K o m e t e n a t m o s p h ä r e n . Sitzber. Bayer. Akad. Wiss. Math.-naturwiss. Kl. 1965 S. 147—151. — Auf Grund der Auffindung der verbotenen Linien des atomaren Sauerstoffs in den Spektren einiger Kometen und auf Grund möglicher chemischer Reaktionen, die mit Helligkeitsschwankungen der Kometen in Zusammenhang gebracht werden, h a t man in den letzten paar Jahren annehmen müssen, daß die Gasentwicklung der Kometenkerne sehr viel höher liegen muß, als man aus den Intensitäten der beobachteten Molekularbänder schließen konnte. E s ist daher von Interesse, die möglichen Gasentwicklungsraten angesichts des Energiegleichgewichts zwischen eintreffender Sonnenstrahlung einerseits und Wärmeausstrahlung und Verdampfung vom Kometenkern andererseits zu überprüfen. Als Modell für den Kometen wird das Whipplesche Eiskonglomerat angenommen. Verf. 9137. W. F. Huebner, A. Weigert, E i s k ö r n e r i n d e r K o m a v o n K o m e t e n . ZfA 64 185—201 = Sonderdruck Max-Planck-Inst. Phys. Astrophys. München. •— Bei Verdampfung der Kernoberfläche werden sicher nicht nur meteoritische 33»

516

X . Interplanetare Objekte

66, 1966

Teilchen mitgerissen, sondern auch Eiskörner oder von einem Eismantel umgebene Staubteilchen. Größe und Zahl der mitgerissenen festen Teilchen ergeben sich aus der Energiebilanz (Ein- und Ausstrahlung, Verdampfung und Abschirmung durch Extinktion der festen Teilchen) und der Impulsbilanz an der Kernoberfläche. I n größeren Sonnenabständen haben die Eisteilchen eine genügend lange Lebensdauer in der Atmosphäre; ihre Bedeutung für die Reflexionskoma überwiegt dann die der Meteoritenteilchen wegen ihrer kleineren Dichte. Es wird versucht, die Aktivität von Sonnenfernen Kometen (z. B. 1925 II) auf eine Störung der Eisteilchenkoma zurückzuführen, wobei die Abschirmung des Kerns wesentlich geändert wird. Verf. 9138. S. M. Ioffe, T h e s o l a r w i n d a n d c o m e t s . A J UdSSR 48 175—180 (russ. mit engl. Ref.). — Zur Beschreibung der Plasmaströmung eines Kometen wird diese als Überlagerung aus einer im Kern liegenden Quellströmung mit dem stationären Übersehall-Strömungsfeld des Sonnenwindes betrachtet. Damit ist es möglich, das Profil der Koma und die zylindersymmetrische Form der Schweife des Typs I zu deuten. Ho. 9139. S. M. Ioffe, C o m e t s a n d t h e s o l a r w i n d . I I . A J UdSSR 43 655— 658 (russ. mit engl. Ref.). — F ü r die Beschreibung der Wechselwirkung zwischen der Quellströmung der aus dem Kern entweichenden Gase und der in erster Näherung parallelen Überschallströmung des solaren Windes werden die bekannten Formeln für kompressible Gase angewandt. Es bilden sich zwei Hüllen aus: 1. die Stoßkappe und 2. die Grenzhülle zwischen Sonnenwind und Kometengasen. Die Grenzhülle nimmt in großem Abstand vom Kern nahezu zylindrische Gestalt an. Der Durchmesser der Quelle wird zu einem Achtel bis einem Sechstel des Zylinderdurchmessers erhalten. Ho. 9140. W . M . J a c k s o n , B.D.Donn, P h o t o c h e m i c a l e f f e c t s i n t h e f o r m a t i o n of c o m e t a r y r a d i c a l s a n d i o n s . A J 71 859—860. — Ref. AAS. 9141. W. M. Jackson, B.D. Donn, C o l l i s i o n a l p r o c e s s e s i n t h e i n n e r c o m a . Vgl. Ref. 1330 S. 133—140. 9142. P. Jegibekow, D i e D i c h t e v e r t e i l u n g d e r G a s m o l e k ü l e i m K o p f e i n e s K o m e t e n . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—42 S. 39—40 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht einige Gesetzmäßigkeiten in der Dichteverteilung Q der Materie im Kopf eines Kometen. I m Gesetz Q ~ r~ n , wo r die Entfernung vom Zentrum des Kerns ist, wird die Abhängigkeit des Exponenten n von den Bahnelementen untersucht. Bei nichtperiodischen Kometen hängt n, wie sich zeigt, linear von der Perihelentfernung ab. F ü r periodische Kometen wurde eine solche Abhängigkeit nicht entdeckt. Verf. (ü.) 9143. P. Jegibekow, Ü b e r d a s M o d e l l e i n e s K o m e t e n k e r n s . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 48 S. 25—31 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. diskutiert das Schnee-Modell eines Kometenkerns, untersucht die thermischen Verhältnisse an der Oberfläche eines schnell und eines langsam rotierenden Kometenkerns und berechnet die Auflösungsgeschwindigkeit eines aus Schnee bestehenden Kometenkerns. Verf. (ü.) 9144. P. Jegibekow, Ü b e r d i e o b e r e G r e n z e d e s m o l e k u l a r e n W a s s e r s t o f f g e h a l t s i n d e r A t m o s p h ä r e e i n e s K o m e t e n . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 48 S. 32—34 (russ. mit engl. Ref.). — Die obere Grenze des H 2 Gehalts in der Atmosphäre eines hellen Kometen ist im Grundzustand 1 S von der Größenordnung 1038 Moleküle; die entsprechende Intensität eines Kometen beträgt im fernen UV 2.3 x 10~5 erg/cm 2 sec. Verf. (ü., gek.) 9145. N. N. Kasanzewa, Z u r T h e o r i e d e r S t o ß w e l l e n i n K o m e t e n . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—42 S. 51—54 (russ. mit engl. Ref.).

66, 1966

91. Kometen

9146. W. Kesaren, D i e N a t u r Nachwort von R h . L ü s t .

d e r K o m e t e n . SuW 5 168—169, mit einem

517

9147. W. P. Konoplewa, D i e V e r t e i l u n g d e r R a u m h e l l i g k e i t u n d d e r M a t e r i e d i c h t e i n d e n K o m e t e n k ö p f e n . Probleme Kometenphotometrie. Informationsbull. 1966 Nr. 10 S. 77—91 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 7.51.630: Verf. beschreibt eine Methode zur Untersuchung der Helligkeits- und Raumhelligkeitsverteilung in Kometenköpfen und teilt Ergebnisse von Untersuchungen heller Kometen aus den letzten Jahren mit. Aus den Arbeiten von Mochnatsch, Wallace, Miller etc. folgt, daß sich das Fontänenmodell mit Erfolg zur Deutung der beobachteten Verteilung der Helligkeit in Kometenköpfen anwenden läßt, aber zur Erforschung aktiver Prozesse und schnell veränderlicher Strukturformen nicht geeignet ist. Eine weitere Entwicklung der Arbeiten zur Erstellung theoretischer Modelle über die Dichteverteilung in den Kometenatmosphären und der Sammlung von Beobachtungsmaterial (Direktaufnahmen von Kometen in der CN-, C2- C 3 -Strahlung etc.), von Spaltspektrogrammen von Köpfen und Schweifen, von Spektren mit Objektivprismen, von photoelektrischen und polarimetrischen Beobachtungen mit Schmalbandfiltern und Diaphragmen sind wünschenswert. Kra. 9148. N. S. Kovar, K. P. Kovar, 1 ( 6 3 0 0 , 6 3 6 3 J / I ( 5 5 7 7 ) r a t i o t h e s p e c t r a of c o m e t s . A J 71 166. — Ref. AAS. 9149. N. S. Kovar, J.W.Kern, P r o p o s e d m e t s . A J 71 861. — Ref. AAS.

hydromagnetic

of [O I]

model

for

in co-

9150. L. Kresâk, M. Ântal, O b s e r v a t i o n s of c o m e t s a t t h e S k a l n a t é P l e s o O b s e r v a t o r y , 1 9 4 6 — 1 9 6 3 . Contr. Astr. Obs. Skalnaté Pleso 3 113— 148. — Die Mitteilung enthält 586 Positionen (Äquinox 1950.0) von 62 Kometen, die zwischen 1946 und 1963 von 23 Beobachtern am Obs. Skalnaté Pleso mit einem 60 cm-Reflektor von Zeiss und einigen anderen Fernrohren photographisch erhalten wurden. Die Ausmessung der Platten erfolgte ab 1953 mit dem Koordinatenmeßgerät von Zeiss. Reduziert wurde nach der Methode von Schlesinger mit Hilfe von 6 Anhaltssternen, die in zwei unabhängigen Dreiecken angeordnet sind. Die Genauigkeit der Positionen ist ± 1 ' in beiden Koordinaten bei Kometen mit gut definiertem Kern. Gü-Li 9151. L. Kresâk, W i e e n t d e c k t m a n K o m e t e n . Orion Schaffhausen 11 161— 166. 9152. L. Kresâk, On t w o a s p e c t s of e v o l u t i o n of s h o r t - p e r i o d i c c o m e t s . Vgl. Ref. 1330 S. 459—467. 9153. B. J. Lewin, A r e g a s e s e v a p o r a t e d n u c l e i ? Vgl. Ref. 1330 S. 65—68.

or d e s o r b e d f r o m

cometary

9154. B. J . Lewin, On t h e B r e d i o h i n ' s c l a s s i f i c a t i o n of cometary t a i l s a n d t h e n a t u r e of t h e t y p e I I t a i l s . Vgl. Ref. 1330 S. 323—328. 9155. R. A. Lyttleton, C o m e t s . ASP Leaflet Nr. 447, 7 S. 9156. D. Malaise, P r o f i l s p h o t o m é t r i q u e s d e s t ê t e s d e l u m i è r e m o n o c h r o m a t i q u e . Vgl. Ref. 1330 S. 199—232.

comètes

9157. B. G. Marsden, E v o l u t i o n of t h e g r e a t s u n - g r a z i n g c o m e t A J 71 863. — Ref. AAS. * * D. McNally, A c o m p a r i s o n of c e r t a i n p r o b l e m s . Vgl. Ref. 5220.

interstellar

and

en

group.

cometary

518

X . Interplanetare Objekte

66, 1966

9158. D. 0 . Mochnatsch, D i s t r i b u t i o n of t h e s u r f a c e b r i g h t n e s s i n t h e h e a d of a c o m e t w h e n t h e d i s p e r s i o n of t h e i n i t i a l v e l o c i t i e s i s a l l o w e d f o r . DAN 171 1050—1053 (russ.). — Auf Grund der dargelegten Modellrechnungen wurden für C 2 bei g = 0.36 und für CN bei g = 0.04 cm/sec 2 unter verschiedenen Anfangsgeschwindigkeiten v 0 Werte der scheinbaren Dichte im Verlauf der Schweifachse ermittelt. Die weitere Diskussion macht eine Anfangsgeschwindigkeit von 3 x 105 cm/sec wahrscheinlich. Petri 9159. D. 0 . Mochnatsch, D e r E i n f l u ß d e r D i s p e r s i o n d e r A n f a n g s g e s c h w i n d i g k e i t e n der Moleküle auf die V e r t e i l u n g der O b e r f l ä c h e n h e l l i g k e i t i m K o p f e i n e s K o m e t e n . KC Nr. 35 S. 3—4 (russ.). 9160. N. S. Murthy, O n t h e e s t i m a t e of c o m e t a r y t e m p e r a t u r e f r o m l a b o r a t o r y i n v e s t i g a t i o n s o n C H + ( x i 7 — 1 2 7 ) b a n d . Proc. National Inst. Sei. India (A) 31 107—114, 1965. 9161. N. F. Ness, B. D. Donn, C o n c e r n i n g a n e w t h e o r y of t y p e I t a i l s . Vgl. Ref. 1330 S. 343—362. 9162. P. Notni, O n t h e f o r c e s a c t i n g o n c h a r g e d c o m e t a r y a t m o s p h e r e s . Vgl. Ref. 1830 S. 379—383.

dust

comet

particles

in

9163. E. J. Opik, S u n - g r a z i n g c o m e t s a n d t i d a l d i s r u p t i o n . Irish A J 7 141—161 = Contr. Armagh Obs. Nr. 54. — Verf. stellt fest, daß die 7 Kometen mit sonnennahem Perihel 18431, 18801, 1882 I I , 18871, 1945 VII, 1963 e und 1965f (Ikeya-Seki) ihre Aphele alle in einem kreisförmigen Bereich von 7° Radius mit dem Zentrum bei l = 101° und b = -35?6 haben und somit gemeinsamen Ursprungs sind. Wahrscheinlich gehören 3 bis 5 weitere Kometen zu dieser Gruppe. Statistische Betrachtungen der Neigungen und Periheldistanzen zeigen, daß der «Mutterkomet» dieser Gruppe vor 130000 Jahren durch Gezeitenwirkung in einzelne Komponenten zerbrochen ist und einen Kern von etwa 114 km Durchmesser gehabt hat. Der Vorgang des Aufbrechens eines die Sonne streifenden Kometen wird theoretisch untersucht. Gü-Li 9164. E. J. Opik, T h e d y n a m i c a l a s p e c t s of t h e o r i g i n of c o m e t s . Vgl. Ref. 1330 S. 523—574 = Contr. Armagh Obs. Nr. 53/1. * * E. J. Opik, C o m e t n u c l e i a s t h e p r i n c i p a l Vgl. Ref. 9458.

s o u r c e of

meteorites.

9165. K. Pflug, T h e d i r e c t i o n of g a s t a i l s of c o m e t s a n d t h e i r c o n n e c t i o n w i t h i n t e r p l a n e t a r y p l a s m a a n d s o l a r a c t i v i t y . Vgl. Ref. 1330 S. 363—368. * * K.Pflug, D i e B e s t i m m u n g d e r A u s b r e i t u n g s g e s c h w i n d i g k e i t u n d a n d e r e r E i g e n s c h a f t e n des i n t e r p l a n e t a r e n P l a s m a s aus der Richt u n g d e r G a s s c h w e i f e d e r K o m e t e n . Vgl. Ref. 9531. * * J. G. Phillips, I n t r o d u c t o r y r e p o r t r e l a t e d t o c o m e t s . Vgl. Ref. 16107.

on

recent

laboratory

work

9166. J.Rahe, V i s u a l a n d p h o t o g r a p h i c s t r u c t u r e s i n t h e c o m a r e g i o n of c o m e t s . Vgl. Ref. 1330 S. 141—144. 9167. L. Remj-Battiau, E t u d e d u s p e c t r e c o n t i n u d e s t ê t e s d e c o m è t e s . I I . D i f f u s i o n d e l a l u m i è r e s o l a i r e p a r d e s p a r t i c u l e s d e f e r . Bull. CL Sei. Acad. roy. Belgique (5) 52 1280—1305 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 528. — Mittels der Mieschen Theorie werden Intensität und Polarisationsgrad des an Eisenteilchen gestreuten Lichts berechnet. Verf. betrachtet sieben Verteilungen mit fünf verschiedenen Grenzgrößen f ü r die Eisenpartikel.

66, 1966

519

91. Kometen

Die Rechnungen werden f ü r vier Wellenlängen im sichtbaren Bereich ausgeführt. Vergleiche mit kontinuierlichen Spektren von Kometenköpfen führen zum Ergebnis, daß Eisenpartikel keine wesentliche Rolle im sichtbaren Bereich des kometaren Kontinuums spielen können. Henn 9168. L. Remy-Battiau, P. Swings, C a r a c t é r i s t i q u e s p h y s i q u e s d e c o m è t e s p é r i o d i q u e s . Vgl. Ref. 1330 S. 517—521. 9169. N. Richter, W. Högner, P h o t o g r a p h i e i s o p h o t o m e t r y of c o m e t s b y e q u i d e n s i t o m e t r y . Vgl. Ref. 1330 S. 243—245 = Mitt. Karl-SchwarzschildObs. Tautenburg Nr. 30. 9170. N. Richter, T h e o r i g i n of c o m e t s . Vgl. Ref. 1830 S. 4 3 9 - 4 4 2 = Mitt. Karl-Schwarzschild-Obs. Tautenburg Nr. 29. 9171. G. Righini, E a r l y o b s e r v a t i o n of c o m e t a r y s p e c t r a . Vgl. Ref. 1330 S. 129—131. 9172. R. RigoIIet, C o m è t e s S i r i e n n e s ( G r o u p e d e K r e u t z ) . D O C i r c N r . 21. 9173. V. G. Riives, D i e I n t e n s i t ä t d e r G a s e r z e u g u n g i n K o m e t e n . Kometen Meteore Nr. 13 S. 3—8 (russ. mit engl. Ref.). — Auf Grund von früher erhaltenen photometrischen Parametern von Kometen (vgl. A J B 64 Ref. 9136 und 65 Ref. 9126) wurde festgestellt, daß die Fähigkeit der Gaserzeugung pro Oberflächeneinheit des Kerns bei allen untersuchten Kometen (etwa 1017—1018 Moleküle/m 2 sec für C 2 und CN) annähernd gleich ist. Es werden verschiedene Modelle eines Kerns diskutiert und dabei gezeigt, daß der Prozeß der Sublimation des Eiskerns den Beobachtungen am besten entspricht. Die gesamte Gaserzeugung ist um 4—5 Größenordnungen höher als die für C 2 und CN. Verf. (ü.) 9174. V. G. Riives, S ä k u l a r e u n d u n r e g e l m ä ß i g e Ä n d e r u n g e n i n d e r I n t e n s i t ä t d e r G a s a b s o n d e r u n g i n K o m e t e n . Kometen Meteore Nr. 14 S. 3—10 (russ. mit engl. Ref.). — In dieser Abhandlung werden nichtperiodische Änderungen in der Intensität der Gasabsonderung aus einem Kometenkern diskutiert, die sich nicht aus dem einfachen Eismodell des Kerns erklären lassen. Die Ergebnisse der Untersuchung regelmäßiger Helligkeitsänderungen von Kometen sind in der vorangehenden Arbeit (vgl. voriges Ref.) beschrieben worden. Prozesse säkularen Charakters können bei kurzperiodischen Kometen und auch bei Helligkeitsausbrüchen von Kometen auftreten. Verf. (ü.) 9175. D. L. Roberts, F. Narin, P. M. Pierce, C o m e t a r y s p a c e m i s s i o n s . Vgl. Ref. 1330 S. 261—279.

study

by means

of

9176. E. Roemer, C o m e t a r y n u c l e i . Vgl. Ref. 1330 S. 15—22 = U. S. Naval Obs. Repr. Nr. 72. 9177. E. Roemer, T h e d i m e n s i o n s of c o m e t a r y S. 23—28 = U. S. Naval Obs. Repr. Nr. 75.

n u c l e i . Vgl. Ref. 1330

9178. H. U. Schmidt, D i e W e c h s e l w i r k u n g d e s S o n n e n w i n d e s m i t e i n e m K o m e t e n . Mitt. AG Nr. 21 S. 99—102. — Ref. AG. 9179. Z. Sekanina, G e n e r a l c a t a l o g u e of o r i g i n a l a n d f u t u r e c o m e t o r b i t s . Acta Univ. Carolinae-Math. Phys. 1966 Nr. 2 S. 3—66 = Publ. Inst. Astr. Univ. Prag (2) Nr. 48. 9180. Z. Sekanina, A c c r e t i o n p r o c e s s i n c o m e t s . Acta Univ. CarolinaeMath. Phys. 1966 Nr. 2 S. 73—82 = Publ. Inst. Astr. Univ. Prag (2) Nr. 50. — Verf. zeigt, daß für die an Kometenkernen beobachteten Staubschichten die Aufsammlungsprozesse zur Bildung nicht ausreichen, wenn man physikalische Be-

520

X . Interplanetare Objekte

66, 1966

dingungen annimmt, wie sie in der von Oort vertretenen Kometenwolke wahrscheinlich herrschen. Bei einer mittleren Kernmasse von IO16 g ergibt sich die Einfangsmenge zu etwa 102 g. Die tatsächlichen Massen der Staubschichten liegen aber zwischen 106 und IO13 g. Ho. 9181. Z. Sekanina, A n o t e o n v a r i a t i o n s i n c o m e t a r y d i a m e t e r s . Vgl. Ref. 1330 S. 145—153. 9182. Z. Sekanina, H y p e r b o l i c c o m e t a a n d O o r t ' s h y p o t h e s i s of c o m e t a r y c l o u d . Vgl. Ref. 1330 S. 4 4 3 ^ 1 5 7 . 9183. G. Sitarski, Z b l i z e n i a k o m e t p a r a b o l i c z n y c h d o w i e l k i c h Postepy Astr. 14 123. — Ref. PTA.

planet.

9184. G. Sitarski, P e r t u r b a c y j n y w p l y w u k l a d u p l a n e t a r n e g o n a r u c h k o m e t p a r a b o l i c z n y c h . Postgpy Astr. 14 140—141. — Zusammenfassung der Arbeit von J . L. Brady (vgl. A J B 65 Ref. 9105). E. R . 9185. G. Sitarski, P l a n e t y — g r a w i t a c y j n e p u l a p k i k o m e t . Urania Kraków 37 280—288. 9186. R. B. Southworth, Ref. 1330 S. 247—254.

Observations

of

integrated

brightness.

Vgl.

9187. R. P. Stelanik, O n t h i r t e e n s p l i t c o m e t s . Vgl. Ref. 1330 S. 29—32 = H a r v Repr Nr. 717. 9188. F.Stumpf!, D e r M a s s e n v e r l u s t d e r K o m e t e n u n d s e i n e a s t r o p h y s i k a l i s c h e n u n d h i m m e l s m e c h a n i s c h e n K o n s e q u e n z e n . Heidelberger Jahrbücher 1966 S. 97—112 = Astr. Rechen-Inst. Heidelberg Mitt. (A) Nr. 32. 9189. G. A. Tschebotarjow, T h e m o t i o n of c o m e t s i n t h e o u t e r r e g i o n s of t h e s o l a r s y s t e m . A J UdSSR 43 435—440 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. untersucht die Bewegung eines Körpers unendlich kleiner Masse (eines «Kometen») in den äußeren Gebieten des Sonnensystems, wobei der Kern der Galaxis als störender Körper angenommen wird. Die stabile Bewegung eines Kometen (mit e 0 = 0.6) ist, wie sich ergibt, bis auf eine Entfernung von 80000 AE von der Sonne möglich. Die Grenzen der «Kometenwolke» liegen etwa bei 60000—100000 AE. Verf. (ü.) 9190. W.I.Tscherednitschenko, E i n i g e E i g e n t ü m l i c h k e i t e n d e r K o m e t e n s p e k t r e n . Probleme Kometenphotometrie. Informationsbull. 1966 Nr. 10 S. 58— 64 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 7.51.631: Kurze Zusammenstellung von Angaben über Kometenspektren. Verf. beschreibt die Besonderheiten der Emissionen und des Kontinuums dieser Objekte in verschiedenen Entfernungen von der Sonne. Besondere Aufmerksamkeit wird der Strahlung des in einigen Kometenspektren entdeckten atomaren Sauerstoffs gewidmet. Wesentliche Unterschiede der relativen Intensitäten der verbotenen Linien des atomaren Sauerstoffs AA 5577 und 6300 bei verschiedenen Kometen sprechen nach Meinung des Verf. zugunsten eines korpuskularen Anregungsmechanismus der Sauerstoffatome (Protonenstoß). Der effektive Querschnitt dieses Prozesses beträgt in Abhängigkeit von der Energie des Protons 10 - 1 5 bis 10 - 1 6 cm 2 , liegt also um 7 Größenordnungen über dem effektiven Querschnitt der Photonenanregung. Kra. 9191. W. M. Vaidya, A c o m p a r i s o n of c o m e t a r y s p e c t r a of h y d r o c a r b o n f l a m e s . Vgl. Ref. 1330 S. 433—434.

and

spectra

9192. V. Vanysek, D u s t g r a i n s i n c o m e t a r y a t m o s p h e r e s . Vgl. Ref. 1330 S. 255—260.

66, 1966

91. Kometen

521

9193. F. L. Whipple, R. P. Stefanik, O n t h e p h y s i c s a n d s p l i t t i n g of c o m e t a r y n u c l e i . Vgl. Ref. 1330 S. 33—52 = H a r v Repr Nr. 718. 9194. F.L.Whipple, D. H. Douglas-Hamilton, B r i g h t n e s s o d i c c o m e t s . Vgl. Ref. 1330 S. 469—480.

changes in

peri-

9195. S. K. Wsechswjatskij, P h y s i c a l c h a r a c t e r i s t i c s of c o m e t s o b s e r v e d d u r i n g 1 9 6 1 — 1965. A J UdSSR 43 1292—1300 (russ. mit engl. Ref.). — Die Parameter der von 1961—1965 beobachteten Kometen werden abgeleitet. Die Untersuchung ist eine Fortsetzung des Katalogs der absoluten Helligkeiten der Kometen. Die beobachtete Helligkeit der Kometen wird diskutiert, und die Werte für H 1 0 sowie die photometrischen Parameter y = 2.5 n und H y , D t (der größte Durchmesser des Kopfes des Kometen) und S (maximale Länge des Schweifes) werden abgeleitet. Verf. (ü., gek.) 9196. S. K. Wsechswjatskij, Ü b e r d i e O o r t s c h e K o m e t e n w o l k e . KC Nr. 40 S. 3—4 (russ.). 9197. S. K. Wsechswjatskij, P r o b l e m e d e r K o m e t e n p h o t o m e t r i e . Probleme Kometenphotometrie. Informationsbull. 1966 Nr. 10 S. 3—14 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. in R J UdSSR 1967 7.51.632. 9198. S. K. Wsechswjatskij, C o m e t f l a r e s a n d t h e s t r u c t u r e of c o m e t a r y n u c l e i . Vgl. Ref. 1330 S. 53—64. 9199. K. Wurm, C o n c e r n i n g t h e i o n i z a t i o n a n d d i s s o c i a t i o n i n c o m e t s . Icarus 5 219—220. — I n dieser Notiz werden einige Arbeiten zum obigen Problem diskutiert. I n Kometenatmosphären erfolgen Ionisation und Dissoziation in einem R a u m vom Durchmesser < 5 0 0 km um den Kern. Die Zeitskala f ü r die volle Entwicklung von Ionen- und Nichtionenstrukturen ist kleiner als 100 sec. Die Wechselwirkung zwischen Kometenatmosphäre und Sonnenwind ist ein noch offenes Problem. Loh. 91100. K. Wurm, T h e h e a d (or c o m a ) of c o m e t s . Vgl. Ref. 1330 S. 119—128. 91101. P h y s i c s of C o m e t s a n d M e t e o r s . Herausgegeben von W. P. K o n o p l e w a . t). des in A J B 65 Ref. 9148 zitierten Buches aus dem Russischen. Jerusalem, Israel Program for Scientific Translations Ltd., 1966. 92 S. Preis $ 4.00. — B. in Sky Tel. 33 171. 91102. P h y s i k d e r K o m e t e n u n d 1966. 135 S. Preis 54 Kop. (russ.).

Meteore.

Kiew, «Naukowa dumka»,

91103. D i e p h y s i k a l i s c h e n M e r k m a l e d e r v o n 1 9 5 4 b i s 1 9 6 0 b e o b a c h t e t e n K o m e t e n . Moskau, «Nauka», 1966. 88 S. Preis 34 Kop. (russ.). 91104. U. S . / G e r m a n c o m e t a r y r e s e a r c h . Spaceflight 8 364. 91105. T r a n s f o r m a t i o n of c o m e t o r b i t s . Spaceflight 8 432. * * Bewegungsprobleme Ref. 1301.

der

Kleinkörper

* * T h e S o l a r W i n d . Vgl. Ref. 1307.

des

Sonnensystems.

Vgl.

X . Interplanetare Objekte

522

66, 1966

§ 92 Einzelne Kometen 9201. J . Bonska, D i e K o m e t e n d e s J a h r e s 1965. Vesmir 45 157 (tschech.). 9202. W. P. Konoplewa, B e o b a c h t u n g e n v o n K o m e t e n n a c h d e m P r o g r a m m des I n t e r n a t i o n a l e n J a h r e s der R u h i g e n Sonne 1965. KC Nr. 37 S. 2—3 (russ.). * * L. Kresäk, M. Antal, O b s e r v a t i o n s of c o m e t s P l e s o O b s e r v a t o r y , 1 9 4 6 — 1 9 6 3 . Vgl. Ref. 9150.

at

the

Skalnate

9203. E. Leutenegger, D i e K o m e t e n d e s J a h r e s 1965. Orion Schaffhausen 11 94—95. 9204. B. G. Marsden, J . G. Porter, S u p p l e m e n t a r y o r b i t s . BAA Circ 480. — Betrifft Ref. 9212. 9205. K. Mayrhofer, D i e Sternenbote 9 17—23.

periodischen

9206. J. G. Porter, C o m e t

notes.

c a t a l o g u e of

Kometen

des

cometary

Jahres

1966.

Obs 86 129—132.

9207. J.G.Porter, C o m e t s (1965). Quarterly J . RAS 7 204—215. 9208. E. Roemer, R. E. Lloyd, O b s e r v a t i o n s of c o m e t s , M i n o r P l a n e t s , a n d s a t e l l i t e s . A J 71 443—457 = U.S. Naval Obs. Repr. Nr. 76. — Betrifft 1955 VI, 19561, 1958 V, 1960 IV, 1959 X, 1961 1, 1961 VI, 1962 VI, 1962 VII, 1962 V I I I , 1961 V I I I , 1962 I, 1962 I I , 1963 VI, 1963 I I , 1963 I, 1963 H I , 1963 IV, 1963 V I I I , 1963 VII, 1963 g, h, i; 1964 b, c, d, f, g, h, i; 1965 a, b, c, d, e, f, g, h. 9209. E. Roemer, M.Thomas, R.E.Lloyd, O b s e r v a t i o n s of c o m e t s , M i n o r P l a n e t s , a n d J u p i t e r V I I I . A J 71 591—601 = U.S. Naval Obs. Repr. Nr. 78. — Betrifft 1925 I I ; 1942 V I I ; 1957 I I I , V; 1958 I I I ; 1959 I, I I , IV, V, VI, VII, V I I I , I X ; 1960 I I , I I I , VI, VIII, I X ; 1961 I I , I I I , IV, V I I ; 1962 I I I , IV. 9210. E. Roemer, C o m e t 488—490, 555—557.

notes.

Publ ASP 78 83—91, 178—179, 348—350,

9211. D. Wattenberg, D i e K o m e t e n d e s J a h r e s 1 9 6 5 u n d i h r e G e s c h i c h t e . Blick in das Weltall 1966 S. 52—63 = Archenhold-Sternw. Berlin-Treptow Sonderdruck Nr. 10. 9212. S u p p l e m e n t a r y C a t a l o g u e of C o m e t a r y O r b i t s 1 9 6 5 1950.0). Mem BAA 40 Nr. 2, 3 + 19 S. — Ref. in Obs 87 183.

(equinox

9213. R o m a n n u m e r a l d e s i g n a t i o n s of c o m e t s i n 1964. I A U Circ 1955. 9214. D i e e n d g ü l t i g e n B e z e i c h n u n g e n 1964. KC Nr. 40 S. 2 (russ.).

der

Kometen

des

Jahres

9215. K o m e t e r n e i 1965. NAT 1966 S. 31—35. 9216. K o m e t e r . PAT 47 66, 164—165. 9217. N e w c o m e t s . Sky Tel. 32 263. 9218. R o m a n

numeral

designation

of c o m e t s

in

1964.

YC Nr. 1655.

«6, 1966

92. Einzelne Kometen

* * Die physikalischen Merkmale a c h t e t e n K o m e t e n . Vgl. Ref. 91103.

der

von

523 1954

bis

1960

beob-

9219. Pariser Komet 1759 III AA 16 197—200 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 212. Close approach of Parisian comet (1759 III) to Jupiter. G. S i t a r s k i . — Mit der elektronischen Rechenmaschine G I E R wurde in Warschau die Bewegung des Kometen 1759 I I I während seiner Annäherung an Jupiter bis auf die Distanz von 0.05446 AE untersucht. Vor der Annäherung lief der Komet in einer hyperbolischen Bahn, nach der Annäherung wurde die Exzentrizität kleiner als 1. Es ist nicht ausgeschlossen, daß der Komet aus dem interstellaren R a u m kam und von Jupiter eingefangen wurde. E. R . Post^py Astr. 14 123—124. Zblizenie komety 1759 I I I do Jowisza przed jej odkryciem. G. S i t a r s k i . — Ref. PTA. 9220. Komet 1858 VI Donati Sternenbote 9 98—106. Der große Komet Donati vom J a h r e 1858. H . M u c k e . 9221. Komet 1879 III P/Tempel 1 Vgl. Ref. 4214. Über die definitive Bahnbestimmung eines periodischen Kometen mit sehr großer Jupiterstörung (1. periodischer Tempelscher Komet). G. S c h r u t k a - R e c h t e n s t a m m . 9222. Komet 1892 V P/Barnard 3 Postepy Astr. 14 126—129. Vgl. Ref. 9242. 9223. Komet 1895 II P/Swilt 2 KC Nr. 47 S. 1—3 (russ.). 9224. Komet 1905 IV Kopff BAC 17 67—84. Vgl. Ref. 9232. 9225. Komet 1905 VI Brooks BAC 17 67—84. Vgl. Ref. 9232. 9226. Komet 1908 III Morehouse Vgl. Ref. 1330 S. 335—342. Photographic structures within comet Morehouse 1908 I I I . W. S c h l o s s e r . 9227. Komet 1910 II ( = 1835 III) P/Halley A J 71 20—27. Motion of Halley's comet during the r e t u m of 1910. P. E. Z a d u n a i s k y . — Aus 2800 Beobachtungen von 63 Observatorien zwischen 1909 und 1911 werden unter Anwendung der Methode der differentiellen Korrektionen und bei Berücksichtigung aller planetaren Störungen außer Pluto zwei neue Bahnen abgeleitet. Das Material stammt aus dem Nachlaß von J . Bobone (C6rdoba Obs.). Die beiden Bahnen sind bis auf eine Abweichung in der täglichen mittleren Bewegung in Perihelnähe in Übereinstimmung. Eine Neubearbeitung unter Einschluß der Beobachtungen des Periheldurchganges von 1835 und eine Vorausberechnung des nächsten Periheldurchganges 1986 werden angekündigt. Gü-Li Geom. Aer. 6 822—826 (russ.). Geomagnetische, beim Durchgang der Erde durch den Schweif des Kometen Halley 1910 I I beobachtete Erscheinungen. K . G. I w a n o w , A. D. S c h e w n i n . — An Hand der Beobachtungen von sieben Observatorien der nördlichen Halbkugel werden geomagnetische Erscheinungen

524

X . Interplanetare Objekte

66, 1966

diskutiert, die vom 18. bis 19. V. 1910 beim Durchgang der Erde durch den Schweif des Kometen Halley 1910 I I beobachtet worden waren. Es zeigt sich, daß zu dieser Zeit eine über die ganze Welt verbreitete kleine geomagnetische Eeldstörung existierte, die zeitlich mit dem Durchgang des Kometen durch die Linie Erde—Sonne übereinstimmte. E s werden einige Überlegungen zugunsten der Existenz eines geomagnetischen Effektes des Halleyschen Kometen angeführt. Verf. (ü.) ZfA 64 465—471. Dynamical effect of explosive phenomena in comet Halley and its nuclear rotation. Z. S e k a n i n a . — Neuere Untersuchungen über den Halleyschen Kometen ergeben, daß die allmähliche Änderung seiner Bahnelemente während der Zeit seiner letzten Sonnennähe (1909/1910) durch den Rückstoßimpuls der ausströmenden Gase bewirkt sein kann. I n der Zeit von Anfang des Jahres 1910 bis zum November betrug der Massenverlust 0 . 5 % der Kernmasse, was nicht im Widerspruch steht zu dem Ergebnis von Whipple an kurzperiodischen Kometen. Der Drehsinn der Rotation des Kerns ist retrograd und stimmt folglich mit dem Umlaufsinn des Kometen in seiner Bahn überein. Ho. 9228. Komet 1937 V Finaler Nachr. Akad. Wiss. Lett. SSR 1966 Nr. 6 S. 3 8 ^ 4 6 (russ. mit lett. und engl. Ref.). Leuchten und Ausdehnung des Schweifes des Kometen Finaler 1937 V. W . N . K l e w e z k i j . — Ref. in R J UdSSR 1967 4.51.596. 9229. Komet 1989 X ( = 1926 IV) P/Tuttle BAA Circ 481; BAAH 1967 S. 53; I A U Circ 1953; KC Nr. 38 S. 3 - ^ t , Nr. 40 S. 1—2 (russ.). 9230. Komet 1945 II/P du Toit 2 I A U Circ 1954; KC Nr. 35 S. 1, Nr. 39 S. 3 ^

(russ.); YC Nr. 1654.

9231. Komet 1946 VI Jones BAC 17 67—84. Vgl. Ref. 9232. 9232. Komet 19491 Wirtanen BAC 17 67—84 = Contr. Obs. People's Obs. Prague (3) 4 Nr. 1. New original and future comet orbits. Z. S e k a n i n a . 9233. Komet 1949 IV Bappu-Bok-Newkirk BAC 17 67—84. Vgl. Ref. 9232. 9234. Komet 1953 II Mrkos BIA 10 543—548 (russ. mit engl. Ref.). Die definitive Bahn des Kometen Mrkos (1953 II). L. M. B e l o u s . — Unter Verwendung aller bekannten Beobachtungen und unter Berücksichtigung der Störungen durch die vier Großen Planeten Venus, Erde, Jupiter und Saturn berechnet Verf. die definitive Bahn dieses Kometen. Verf. (ü.) 9235. Komet 1953 III Mrkos-Honda BAC 17 67—84. Vgl. Ref. 9232. 9236. Komet 1954 VIII Voz&rov& Puhl. Astr. Soc. J a p a n 18 281—286. I. H a s e g a w a .

Orbit of comet Vozärovä, 1954 V I I I .

9237. Komet 1955 IV Bacharew-Macfarlane-Krienke Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 46 S. 10—12 (russ. mit engl. Ref.). Vgl. Ref. 9246.

66, 1966

92. Einzelne Kometen

525

9238. Komet 1955 V Honda Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—42 S. 37—38 (russ. mit engl. Ref.). Die Halobildung um den Kopf des Kometen Honda 1955 V. O. W. D o b r o w o l s k i j . — Aus photographischen Aufnahmen an der Sonneberger Sternwarte wurden Entstehungs- und Expansionsgeschwindigkeit des Halos um deu Kopf dieses Kometen bestimmt. Verf. (ü.) 9239. Komet 1957 III Arend-Roland Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—42 S. 44—46 (russ. mit engl. Ref.). Die Ausbrüche des Kometen Arend-Roland 1957 I I I und die Sonnenaktivität. H . H . I b a d i n o w . — Verf. diskutiert die Abhängigkeit der Helligkeit m des Kometen von der Flocculi-Fläche S. E s zeigt sich, daß ein definitiver statistischer Zusammenhang zwischen den Maxima von m und S besteht, und zwar ist die Wahrscheinlichkeit des Auftretens der Maxima von m während der Maxima von S größer. Verf. (ü.) Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 45 S. 3—6 (russ. mit engl. Ref.). Die Bewegung der Materie im Schweif des Kometen Arend-Roland. O. W. D o b r o w o l s k i j , R . S . O s c h e r o w . — Verf. analysierten in Sonneberg aufgenommene Präperihelphotographien des Kometen Arend-Roland. Es zeigte sich, daß der Hauptschweif durch kontinuierliches Ausströmen von Materie aus dem Kern mit Beschleunigungen 1 + /i von der Größenordnung 1—3 entstanden ist. Verf. (ü.) Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 46 S. 7—9 (russ. mit engl. Ref.). Photographische Photometrie des Kometen Arend-Roland 1956 h. O . W . D o b r o w o l s k i j , H. I b a d i n o w . — Aus einer Aufnahme des Kometen am 6. bis 7. Mai 1957 wurden die Isophoten abgeleitet und die Abhängigkeit der Oberflächenhelligkeit von der Entfernung zum Kern für Kopf und Schweif aufgestellt. Der Helligkeitsgradient für Kopf und Schweif wurde bestimmt und die mittlere Lebensdauer der strahlenden Partikel des Kometenschweifes im Strahlungsfeld der Sonne zu 1.24 X 108 sec berechnet. Verf. (ü.) Mitt. AG Nr. 21 S. 142. Spektralphotometrische Messungen am Kometen Arend-Roland 1956h. K . P f l u g . — Ref. AG. Nachr. Akad. Wiss. Tadshik. SSR 9 Nr. 10 S. 14—17 (russ. mit tadshik. Ref.). Über den Hauptschweif des Kometen Arend-Roland 1957 I I I . O. W. D o b r o w o l s k i j , E. F a j s i j e w , H. I b a d i n o w . — Ref. aus R J UdSSR 1967 4.51.590: Aus Aufnahmen des Kometen Arend-Roland vom 25. April bis 6. Mai 1957 wurden das Alter der Schweifpartikel, die wahre Anomalie des Kerns für die Momente des Auswurfs der Partikel und die Beschleunigung der Teilchen (1 + ft) ermittelt. Der Hauptschweif des Kometen ist keine Synchrone, auch nicht irgendeine bestimmte Syndyname, sondern bildete sich durch kontinuierliches Ausströmen von Partikeln verschiedener Größe aus dem Kern. Die mittleren relativen Beschleunigungen der aus dem Kern ausgeworfenen Teilchen vermindern sich proportional zur wahren Anomalie des Kerns mit der Entfernung des Kometen von der Sonne. Kra. Probleme Kometenphotometrie. Informationsbull. 1966 Nr. 10 S. 65—76 (russ. mit engl. Ref.). Absolute Spektralphotometrie des Kometen Arend-Roland (1956 h). E. B. K o s t j a k o w a . Vgl. Ref. 1330 S. 185—187. Distribution of density in the head of comet Arend-Roland 1957 I I I . J . B o u s k a . Vgl. Ref. 1330 S. 195—197 = H a r v Repr Nr. 719. Physical processes in the head of comet Arend-Roland (1957 I I I ) . W. L i l l e r . 9240. Komet 1957 IV ( = 1941 VI) P/Schwassmann-Wachmann 1 AN 289 173—180. Vgl. R«f. 9266. BAAH 1967 S. 67; I A Ü Circ 1977; KC Nr. 41 S. 1 (russ.).

526

X. Interplanetare Objekte

66, 1966

9241. Komet 1958 III Bnrnham BAC 17 67—84. Vgl. Ref. 9232. 9242. Komet 1959 II ( = 1950 VI) P/Wolf 1 BAAH 1967 S. 59—60. Postppy Astr. 14 126—129. Kilka uwag o mozliwosci wspolnego pochodzenia komet P / W o l f - 1 (1884 I I I ) i P / B a r n a r d - 3 (1892 V). K . Z i o l k o w s k i . — Ref. PTA. 9243. Komet 1959 V ( = 1 9 5 1 X ) P/Arend BAAH 1967 S. 55; IAU Circ 1965. 9244. Komet 1959 IX Mrkos A J 71 200—201. The orbit of comet 1959 I X (Mrkos). G. v a n B i e s b r o e c k . — Aus 64 photographischen Beobachtungen zwischen 1959 Dez. 3 und 1960 Sept. 16, die zu 12 Normalörtern zusammengefaßt wurden, ergaben sich neue Bahnelemente für den periodischen Kometen 1959 I X mit einer guten Darstellung der Beobachtungen. Gü-Li HeD 64 246. De baan van 1959 I X = 1959 j (Mrkos). J . M e e u s . 9245. Komet 1960 II Bumham DAN 171 827—829 (russ.). A contribution to the investigation of the coma of the 1959 k comet. D. O. M o c h n a t s c h . — Eine neue Diskussion ergibt für C a -Moleküle unter anderem: Anfangsgeschwindigkeit mindestens 3 X 105 cm/sec; Lebensdauer im Zustand der Photodissoziation nur etwa 3 x 104 sec, entsprechend einem R _ 2 -Gesetz zwischen 20000 und 150000 km Kernabstand; effektiver Dissoziationsquerschnitt 1.4 x 10~16 cm 2 ; Aufenthaltsdauer im Kopf 1.5 x 106 sec; Gesamtzahl einschließlich Zerfallsprodukte 1.5 X 10 32 . Petri KC Nr. 35 S. 2—3 (russ.). Die Kohlenstoffkoma des Kometen 1960 I I Burnham. D. O. M o c h n a t s c h . 9246. Komet 1960 III ( = 1952111) P/Schaumasse Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 46 S. 10—12 (russ. mit engl. Ref.). Die effektive Albedo der Kometen 19511 Schaumasse und 1955 f Bacharew-Macfarlane-Krienke. R . S. O s c h e r o w . 9247. Komet 1960 V ( = 1953IV) P/Borrelly BAAH 1967 S. 55; I A U Circ 1962; KC Nr. 42 S. 3 (russ.). 9248. Komet 1960 VI ( = 1953 V) P/Brooks 2 IAU Circ 1955, 1956; KC Nr. 39 S. 1—3 (russ.). 9249. Komet 1960 VII ( = 1953 VI) P/Harrington 2 BAAH 1967 S. 56. 9250. Komet 1960 VHI ( = 1953 VII) P/Finlay BAAH 1967 S. 57—58. 9251. Komet 1960 IX ( = 1954 VI) P/Reinmuth 2 BAAH 1967 S. 58—59. 9252. Komet 1961IV ( = 1954X1) P/Wirtanen BAAH 1967 S. 65; KC Nr. 47 S. 3 - ^ t (russ.).

66, 1966

92. Einzelne Kometen

527

9253. Komet 1961 VI ( = 1948 VIII) P/Forbes BAAH 1967 S. 66. 9254. Komet 1961 VIII Seki A p J 144 1170—1173. Isophotes of the C2 distribution in comet Seki (1961VIII). M. E. D e w e y , E. D. M i l l e r . J O 49 325—328 = Pubi. Obs. H a u t e Provence 8 Nr. 37. Le spectre de la comète Seki (1961 f). Y. A n d r i l l a t . 9255. Komet 1961 X P/van Houten KC Nr. 44 S. 4 (russ.); YC Nr. 1660. BAN 18 441,536. A new periodic comet, observed in 1960. C. J . v a n H o u t e n , I. v a n H o u t e n - G r o e n e v e l d . — Auf 8 Platten, aufgenommen mit dem 48"Palomar-Schmidt zwischen 1960 Sept. 24 und Okt. 26, entdeckten Verf. einen Kometen, dessen Bahn sich nach einer Berechnung von P. Herget als periodisch erwies (P = 15.7 Jahre). Obwohl der Komet sein Perihel 1961 April 29.6, also vor dem Kometen 1961 V, passierte, erhielt er die Bezeichnung 1961 X (vgl. I A U Circ 1973). Gü-Li I A U Circ 1973. Periodic comet van Houten (1961 X). C. J . v a n H o u t e n , I. v a n H o u t e n - G r o e n e v e l d , P. H e r g e t . 9256. Komet 1962 III Seki-Lines Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 4 (180) S. 174—183 (russ. mit engl. Ref.). Photometry of the Seki-Lines comet by the equidensity method. N. M. Bronnikowa. 9257. Komet 1962 V ( = 1 9 5 1 I V ) BAAH 1967 S. 62—63.

P/Tuttle-Giacobini-Kresäk

9258. Komet 1962 VI ( = 1957 II) P/Tempel 2 BAAH 1967 S. 61—62; IAU Circ 1981. 9259. Komet 1962 VIII Humason J O 49 363—367 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 4° Nr. 162. Observations spectroscopiques de quelques comètes en 1964 et 1965. F. D o s s i n . Vgl. Ref. 1330 S. 369—378. E t u d e de la forme réelle de la queue de la comète Humason 1961 e. G. G u i g a y . ZfA 64 337—361, mit einer Berichtigung in ZfA 65 500. 28 Photographs of comet Humason (1961 e). C. E. K e a r n s , K . R u d n i c k i . — 23 Blau- und 5 Gelbaufnahmen des Kometen wurden mit dem 48'-Schmidt-Spiegel des Mount Palomar Obs. auf Kodak 103a-0- und 103a-D-Platten bei 10 bzw. 8 min Belichtungszeit erhalten. Die Aufnahmen sowie ihre Daten sind beigegeben. Gü-Li 9260. Komet 1968 I Ikeya Studia Soc. Sci. Torunensis (P) 4 15—19, 1965 = Bull. Astr. Obs. Toruri Nr. 34/11. Le spectre de la comète Ikeya (1963 a). S. G r u d z i r i s k a . — Vom 14. bis zum 22. März 1963. Vgl. Ref. 1330 S. 155—164. The A 4300 band of CH in the spectrum of comet Ikeya (1963 a). C. A r p i g n y . 9261. Komet 1963 III Alcoek Postçpy Astr. 14 120—121. Fotometria widm komety 1963 b (Alcock). S. G r u d z i n s k a . — Ref. PTA. Vgl. Ref. 1330 S. 281—289 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 338. E t u d e du spectre continu de la comète Alcock 1963 b. D. C h a l o n g e , M. B l o c h .

528

X . Interplanetare Objekte

66, 1966

9262. Komet 1963 VIII P/Kearns-Kwee J O 49 363—367. Vgl. Ref. 9259. 9263. Komet 1964 i n = (1958 I) P/Kopff

JO 49 363—367. Vgl. Ref. 9259.

Studia Soc. Sei. Torunensis (F) 4 1—13, 1965 = Bull. Astr. Obs. Torun Nr. 34/1. The motion of the periodic comet 1906 IV during the period 1939—1945. S. G ^ s k a . — F ü r den Kometen 1906 IV werden die von den sechs Planeten V e n u s - U r a n u s 1939 bis Ende 1945 ausgeübten Störungen in den elliptischen Elementen berechnet; hieraus wird ein Mitte 1945 oskulierendes Elementensystem abgeleitet. Böh. 9264. Komet 1964 IV ( = 19611) P/Encke BAAH 1967 S. 64. J O 49 363—367. Vgl. Ref. 9259. 9265. Komet 1964 VI Tomita-Gerber-Honda Publ ASP 78 57—60. Comments on comet Tomita-Gerber-Honda (1964 c). F. I). M i l l e r . — Beschreibung einer Rotaufnahme und zweier Spektren. Aus ersterer wird der Schweif als T y p I klassifiziert und aus der unvermuteten Abbildung auf einer Rotplatte geschlossen, daß die Rotemission der Typ I-Schweife von Objekt zu Objekt verschieden stark ist. Ba. Vgl. Ref. 1330 S. 329—333 = Sonderdruck Max-Planck-Inst. Phys. Astrophys. München. The tail of comet Tomita-Gerber-Honda 1964 c on J u l y 4, 1964. L. B i e r m a n n , R h . L ü s t . 9266. Komet 1964 IX Everhart AN 289 173—180 = Mitt. Sternw. Hamburg-Bergedorf 11 Nr. 129. Physische Beobachtungen von Kometen. XV. M. B e y e r . — Als Fortsetzung von Nr. X I V dieser Serie sind im folgenden die in den Jahren 1964—65 erhaltenen visuellen Beobachtungen der Kometen Everhart (1964 h) und Alcock (1965 h) wiedergegeben. I n beiden Fällen handelt es sich um Objekte, die auch im Perihel weit außerhalb der Erdbahn blieben und keine außergewöhnliche Entwicklung zeigten. Von einem um die Jahreswende 1964—65 erfolgten Lichtausbruch des periodischen Kometen Schwassmann-Wachmann (1925 II) konnte hier wegen ungünstiger Sichtbedingungen nur die letzte Phase erfaßt werden. Verf. BAC 17 84—86. Photoelectric photometry of comet Everhart 1964 h. J . B o u s k a , P. M a y e r . Mitt. Obs. Bjurakan Nr. 37 S. 48—58 (russ. mit armen, und engl. Ref.). Beobachtungen des Kometen Everhart (1964 h). E. E. C h a t s c h i k j a n , R . A. J e p r e m j a n . — Zwischen dem 30. Sept. und 30. Okt. 1964 haben Verf. aus 7 Aufnahmen des Kometen die Isophoten und die radialen Helligkeitsverläufe bestimmt. Loh. 9267. Komet 1965IV ( = 18661) P/Tempel-Tuttle E u W 2 Nr. 4 S. 29—31 (russ.). Der mit den Leoniden in Zusammenhang stehende Komet. A. N. S i m o n e n k o . IAU Circ 1979. Periodic comet Tempel-Tuttle (1965 i). J . S c h u b a r t . J B A A 76 330. The Leonid comet. C. M. B o t l e y . Orion Schaffhausen 11 52. Der Komet Tempel-Tuttle (18661) und die Leoniden. E. L e u t e n e g g e r . Science 152 1236—1237. Comet Tempel-Tuttle: Recovery of t h e long-lost comet of the November meteors. J . S c h u b a r t . 9268. Komet 1965 VI P/Klemola BAA Circ 471; I A U Circ 1948; KC Nr. 36 S. 1—2 (russ.); YC Nr. 1653.

66, 1966

92. Einzelne K o m e t e n

529

9269. Komet 1965 VII ( = 1894 IV) P/de Vico-Swift J O 49 363—367. Vgl. Ref. 9259. 9270. Komet 1965 VIII Ikeya-Seki AC Nr. 355 S. 1 (russ.); B A A C i r c 4 7 1 ; Coelum 34 56; I A U Circ 1948, 1949, 1951, 1952; K C Nr. 36 S. 2—4, Nr. 37 S. 1—2, N r . 38 S. 1—2 (russ.); Orion Schaffhausen 11 30—31; VdS Nachr. 15 20—21, 25, 33—34; YC N r . 1653. AC N r . 376 S. 1—3 (russ.). Bestimmung der Masse des K e r n s des K o m e t e n Ikeya-Seki (1965 f). L. A. P a n a i o t o w . AC Nr. 380, 4 S. (russ.). Beobachtung des Vorbeigangs des K o m e t e n IkeyaSeki an der Sonne bei A = 9.6 u n d 21 cm. W . I . A r i s k i n , 1 . 1 . B e r u l i s , M. T. Lewtschenko. Acta Univ. C a r o l i n a e - M a t h . Phys. 1966 Nr. 2 S. 67—72 = P u b l . I n s t . Astr. Univ. P r a g (2) Nr. 49. Absolute brightness of comet Ikeya-Seki 1965 f and of other comets of K r e u t z ' s group. J . B o u s k a . A J 71 159. D a y t i m e observation of t h e comet 1965 f a t t h e Sacramento P e a k Observatory. G. W. C u r t i s . — Ref. AAS. A J 71 168. Orbit determination of comet Ikeya-Seki. P. A. L a v o i e . — Ref. AAS. A J 71 169. Observations of comet Ikeya-Seki with t h e Climax coronagraph. J . M. M a l v i l l e , C. E v a n s . — Ref. AAS. A J 71 194—196 = A F C R L Environmental Res. P a p e r s N r . 217 = Sacramento P e a k Obs. Contr. N r . 101. Daylight observations of t h e 1965 f comet a t t h e Sacramento P e a k Observatory. G. W . C u r t i s . — W ä h r e n d seines Durchgangs durch die Sonnenkorona konnte der K o m e t Ikeya-Seki (1965 f ) 1965 Okt. 20.682—20.972 u n d 21.664—21.738 (UT) mit den Koronographen u n d Spektrographen des Sacramento P e a k Obs. erfolgreich beobachtet werden. Der Bericht bebezieht sich auf Untersuchungen über Wechselwirkungen zwischen dem K o m e t e n u n d der Korona, auf Veränderungen der spektralen Beschaffenheit der K o m a u n d des Schweifs des Kometen, auf Polarisationsmessungen sowie Untersuchungen von Profilen u n d Verschiebungen der N a D-Emissionen u n d Absorptionen. Bey. A J 71 389. Polarization of t h e N a D 2 line a n d magnetic fields in t h e comet Ikeya-Seki (1965 f). C. L. H y d e r . — Ref. AAS. A J 71 844. Airborne photographic observations of comet Ikeya-Seki, 1965 f. M. B a d e r , L . C. H a u g h n e y , R . C. I n n e s . — Ref. AAS. A J 71 847—848. Photometric observations of comet Ikeya-Seki, 1965 f, in N a D light. P. B. B o y c e , W. M. S i n t o n . A J 71 875. Photoelectric polarimetry of comet 1965 f. J . L . W e i n b e r g . — Ref. AAS. A m a t e u r Astronomer 1966 N r . 5, 67 S. (japan.). The album of t h e IkeyaSeki comet. A p J 148 276—279 = Radcliffe Obs. Repr. N r . 46. D a y t i m e spectra of comet Ikeya-Seki near perihelion. A. D. T h a c k e r a y , M. W. F e a s t , B. W a r n e r . A p J 145 445—453. I n f r a r e d observations of comet 1965 f. E . E . B e c k l i n , J . A . W e s t p h a l . — Zur T e m p e r a t u r b e s t i m m u n g von K o m e t e n k e r n e n wurden Strahlungsmessungen im I n f r a r o t e n ausgeführt, d. h. in 4 Wellenlängenbereichen zwischen X = 1.65 u n d 10 ¡x. Die erhaltenen F a r b t e m p e r a t u r e n zeigen einen zeitlichen Verlauf, wie er auf Grund des Abstandes von der Sonne zu erwarten ist. Temperaturmessungen im Schweif ergaben dieselben W e r t e wie im Kopf, entsprechend der T e m p e r a t u r der festen Staubpartikel. Ho. A p J 146 748—753. The polarization of emission lines in astronomy. V. T h e polarization of t h e N a D 2 line from comet Ikeya-Seki (1965 f ) a n d t h e cometary magnetic field. C. L . H y d e r . BAC 17 207—211 = Contr. Obs. People's Obs. Prague (3) 4 N r . 2. Splitting of t h e p r i m a r y nucleus of comet Ikeya-Seki. Z. S e k a n i n a . — Wie zahlreiche Beobachter festgestellt haben, h a t sich der K e r n des K o m e t e n E n d e Okt./Anfang Nov. 1965 in zwei Teile gespalten, von denen der hellere als diffus, der lichtAstronom. Jahresbericht 1966

34

530

X. Interplanetare Objekte

66, 1966

schwächere als sternförmig beschrieben worden ist. Aus den Bewegungen dieser beiden Kerne vom 12. Nov. bis zum 24. Dez. h a t Verf. die vorläufigen Bahnelemente und daraus die Trennungsgeschwindigkeit berechnet. F ü r letztere ergaben sich etwa 20 m/sec. Die Spaltung des Kometen begann wahrscheinlich Okt. 21.85. Loh. BAC 17 211—212. Photographie photometry of comet Ikeya-Seki a t close approach to the Sun. Z. C e p l e c h a , B. V a l n i ö e k . BAC 17 212—213. Photoelectric measurements of comet Ikeya-Seki 1965 f a t 0.87 fi. V. Y a n y s e k . — Bei Tageslicht und etwa 15 Stunden vor dem Durchgang durchs Perihel, am 15. Okt. 1965, wurden die wichtigsten zentralen Teile der Koma des Kometen am 65 cm-Reflektor von Ondrejov mit einem Infrarotvervielfacher im photometrischen Anschluß an Venus gemessen. Die R-Helligkeit ergab sich zu -6™9. Loh. BAC 17 370. Radio observations of comet Ikeya-Seki (1965 f). A. T l a m i c h a , Z. P l a v c o v â . BIA 10 647—648 (russ.). Beobachtungen der Kometen Seki-Ikeya (1965 f) und Alcock (1965 h) am Astrophysikalischen Observatorium der Krim. N. S. Tschernych. BSAP 80 137—146. L a comète Ikeya-Seki (1965 f). C. B e r t a u d . Carter Obs. Astr. Bull. Nr. 64 S. 6—12. Collected observations of comet Ikeya-Seki (1965 f). I . L. T h o m s e n . Ciel et Terre 81 391—402, 1965; 82 110. L a comète Ikeya-Seki (1965 f). S. A r e n d , J . H u n a e r t s . Ciel et Terre 81 403, 1965 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 510. Observation de la comète Ikeya-Seki. N. G r e v e s s e . Coelum 34 84—87. La cometa Ikeya-Seki. Commun. Lunar Planet. Lab. 4 141—144. Observations of comet Ikeya-Seki (1965 f) from Mauna Kea, Hawaii. A. K . H e r r i n g . Commun. Lunar Planet. Lab. 4 145—156. Observations of comet Ikeya-Seki (1965 f) from Tucson, Arizona. S. M. L a r s o n . CR (B) 262 1574—1577. Sur la direction de l'axe de la queue de la comète Ikeya-Seki 1965 f et le vent solaire au voisinage du Soleil. G. G u i g a y . El Universo 20 196—200. El cometa Ikeya-Seki. P. D i e g o Q. J RAS Canada 60 42. Comet Ikeya-Seki. R . J . N o r t h c o t t . MN ASSA 25 12—17. Observations of comet Ikeya-Seki 1965 (f). J . C. B e n n e t t , S. C. V e n t e r . MN ASSA 25 52—54. Astrometric observations of comet Ikeya-Seki (1965f). J . v. B. L o u r e n s . Nature 211 176—177. Observations of the low-energy photon fluxes during the solar approach of the Ikeya-Seki comet. P. T. G r o n s t a l , R . P. B u k a t a . — Die Annäherung des Kometen 1965 f an die Sonne hatte keinen merklichen Einfluß auf den atmosphärischen Photonenfluß. Loh. Orion Schaffhausen 11 92—93. Sonnennahe Änderungen des Kometen IkeyaSeki (1965 f). R . E p p r e c h t . Priroda 55 Nr. 3 S. 120—121 (russ.). Der Komet Ikeya-Seki (1965 f). B. J . Lewin. Pubi ASP 78 83—89. Vgl. Ref. 9210. Rev. Astr. 37 Nr. 162 S. 12—13. Cometa Ikeya-Seki 1965 f. R H 47 4—10, 18—20 (tschech.). Komet 1965 f Ikeya-Seki. Sky Tel. 31 20—23. Photographs of comet Ikeya-Seki — I I . Sky Tel. 31 24—25 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 140. The sodium D lines in comet Ikeya-Seki. W. L i v i n g s t o n , F. R o d d i e r , H . S p i n r a d , C. S l a u g h t e r , D. C h a p m a n . Sky Tel. 31 52—56. Reports of comet Ikeya-Seki (1965 f). Sky Tel. 31 376. Observations of the double nucleus in comet Ikeya-Seki. H . A. P o h n .

66,

1966

531

92. Einzelne Kometen

Sonderdruck Sternw. Bochum 1966, 8 S. Beobachtung des Kometen IkeyaSeki 1965 f. H . K a m i n s k i . Sterne 42 33—45. Komet Ikeya-Seki 1965 f. C. H o f f m e i s t e r . Sterne 42 121. Visuelle Beobachtungen des Kometen Ikeya-Seki 1965 f auf der Sternwarte zu Sonneberg. C. H o f f m e i s t e r . Strolling Astr. 19 94—96. Additional drawings and photographs of comet Ikeya-Seki, 1965 f. D. M i l o n . Strolling Astr. 19 206—212. A.L.P.O. Comets Section report: Daylight observations of comet Ikeya-Seki (1965 f). D. M i l o n . Univ. Tokyo Astr. Obs. Rep. 14 Nr. 1 S. 93—100 (japan.). Observations of comet Ikeya-Seki (1965 f) a t Norikura Corona Station. M. M i y a z a w a , H . M o r i s i t a , S. Y a j i m a , Y. Y o s e , H . I m a i . 9271. Komet 1965 IX Aleock AN 289 173—180. Vgl. Ref. 9266. BIA 10 647—648 (russ.). Vgl. Ref. 9270. I A U Circ 1948. Comet Alcock (1965 h). B. G. M a r s d e n . J O 49 363—367. Vgl. Ref. 9259. KC Nr. 38 S. 2—3 (russ.). 9272. Komet 1965 d ( = 1966 HI) P/van Biesbroeck BAA Circ 474; IAU Circ 1964, 1980; KC Nr. 42 S. 3—4 (russ.). 9273. Komet 1965 g ( = 19661) P/Giacobini-Zinner I A U Circ 1963. 9274. Komet 1966 a ( = 1966 VI) P/Neujmin 1 BAA Circ 473; BAAH 1967 S. 53; IAU Circ 1950, 1956, 1959, 1963; KC Nr. 37 S. 3—4, Nr. 40 S. 1, Nr. 41 S. 1; YC Nr. 1655. BSAF 80 247—248. La comete Neujmin I (1913 I I I , 1931 I, 1948 X I I I ) . C. B e r t a u d . Sky Tel. 32 126. Comet 1966a photograph. 9275. Komet 1966 b ( = 1966 V) Kilston BAA Circ 474, 475, 477—181; IAU Circ 1964, 1965, 1967, 1971—1973, 1976, 1981,1984; J . Astr. Soc. West. Australia 18 Okt. S. 3; KC Nr. 42 S. 1, 4, Nr. 43 S. 2—4, Nr. 44 S. 1—2, Nr. 45 S. 1—2, Nr. 46 S. 2—3, 4 (russ.); Sky Tel. 32 191; Strolling Astr. 19 216; VdS Nachr. 15 141—142; YC Nr. 1657, 1658, 1660. 9276. Komet 1966 c ( = 1966 II) Barbon AC Nr. 386 S. 1 (russ.); BAA Circ 476—479, 481; I A U Circ 1966, 1968—1970, 1975, 1976, 1979, 1984; KC Nr. 43 S. 1—2, Nr. 44 S. 3, Nr. 45 S. 3, Nr. 46 S. 3, 4 (russ.); Strolling Astr. 19 216; YC Nr. 1657, 1658, 1660. 9277. Komet 1966 d ( = 1966 IV) Ikeya-Everhart AC Nr. 389 S. 1 (russ.); BAA Circ 478, 479; I A U Circ 1971, 1973, 1974, 1976; J . Astr. Soc. West. Australia 18 Okt. S. 3; KC Nr. 43 S. 1, Nr. 44 S. 4, Nr. 46 S. 3, 4, Nr. 47 S. 1 (russ.); Strolling Astr. 19 216; VdS Nachr. 15 142. 9278. Komet 1966 e Rudnicki BAA Circ 480, 481; IAU Circ 1976, 1978, 1981, 1983; KC Nr. 45 S. 1, Nr. 46 S. 1, Nr. 47 S. 4 (russ.); YC Nr. 1660. 9279. Komet 1966 f = (1961IX) P/Grigg-Skjellerup BAAH 1967 S. 53; IAU Circ 1962, 1986; KC Nr. 42 S. 1—2, Nr. 47 S. 1 (russ.); YC Nr. 1656. 34*

532

X. Interplanetare Objekte

66, 1966

AA 16 209—216 = Astr. Obs. Warsaw Univ. Repr. Nr. 214. Improved ephemeris of comet Grigg-Skjellerup for 1966/67 after its approach to Jupiter in 1964. G. S i t a r s k i . — Die Bewegung des Kometen wurde f ü r den Zeitraum 1962—1967 aus den Beobachtungen der vier letzten Erscheinungen abgeleitet. Neue verbesserte Elemente wurden erhalten, aus denen die Ephemeride des Kometen für seine Wiederkehr in den Jahren 1966/1967 berechnet wurde. E. R . 9280. Kometen. Verzeichnis W. K . Abalakin K . Aksnes G. E. D. Alcock Anderson A. D. Andrews M. Antal A. M. Bacharew R . Barbón I. R . Bejtrischwili N. Beljajew N. A. Beljajew B. Benima J . C. Bennett G. van Biesbroeck N. Bochan N. A. Bochan K . Brandl N. Brignall D. S. Brown P. L. Brown M. P. Candy C. P. Capen P. B. Chanina C. M. Christison G. S. Chromow C. Cristescu P. Cundall L. E. Cunningham H . Debehogne E . R . Delo I . M. Demenko Denoyelle E . W. Dibaj K . Drámbá P. Egerton E. Everhart S. Peoktistowa Pilatow J . G. Preeman H . H . R . Grossie

der Beobachter und Berechner P. R. Hall F. Narin Haupt Oscherow D. C. Heggie P. R . Owen M. J . Hendrie A. A. Page P. Herget J . Pardoe M. Honda Z. M. Pereyra K.Ikeya A. Pittini M. P. Imnadse Pourtau W. I. Iwantschuk Price W. F. Jessipow H . Raudsaar A. Jones H . K . Raudsaar R . Kandalina A. Riess G. Kastel J . J . Rodriguez S. Kilston E. Roemer G. Klare D. A. Roshkowskij G. Klaus Rouse A. R . Klemola K . Rudnicki Kurpinska Sagina jlo G. Lea Samsonowa E. Leitmeier Z. Sekanina E. Leutenegger G. Sitarski W. Liesmann T. Smirnowa R . E. Lloyd Soulié G. S. Makower J . Stohl S. G. Makower G. A. T a m m a n n S. T. Makower G. E. Taylor M. Mamedow Thomas B. G. Marsden K . Tomita V. L. Matchett L. Trunowa P. McNeil N. S. Tschernych S. McNeill S. Vasilevskis S. McNiell Velthuyse P. Veron S. W. Milbourn B. Milet R. L. Waterfield Mintz M. Winiarski Miranian C. A. Wirtanen H . Mollerus E. A. Worobjew P. A. Moore Yorke A. Mrkos J . W. Young J . D. Mulholland

66, 1966

93. Meteore

533

§ 93 Meteore 9301. R. Ananthakrishnan, L i g h t Current Sei. 34 4 2 1 ^ 2 4 , 1965.

and

ionisation

curves

of

meteors.

9302. R. Ananthakrishnan, M e t e o r l u m i n o s i t y a n d m e t e o r i o n i z a t i o n . Nature 210 402—403. — Die Weiterführung früherer Arbeiten des Verf. (vgl. A J B 60 Ref. 9301, A J B 61 Ref. 9301) ergibt, daß die aus physikalischen Gründen plausible Annahme, daß der Wärmetransportkoeffizient von der Dichte der Atmosphäre abhängt, die Diskrepanz zwischen Theorie und Beobachtung der meteorischen Leuchtkraft und Ionisation beseitigt bzw. erklärt. Loh. 9303. A. W. Arefjewa, W. N. Korpussow, I. A. Lyssenko, A. D. Orljanskij, A. N. Rjabtschikow, N. F. Schuwarikowa, E r g e b n i s s e e i n e r U n t e r s u c h u n g d e r W i n d v e r h ä l t n i s s e i n d e r M e t e o r z o n e m i t d e r R a d a r m e t h o d e . Geom. Aer. 6 703—706 (russ.). 9304. D. L. Astawin-Rasumin, M e t h o d e n z u r B e s t i m m u n g h e l l i g k e i t e n . Vgl. Ref. 9389 S. 93—96 (russ.).

der

Meteor-

9305. P. B. Babadshanow, B. N. Kramer, O r b i t s of b r i g h t m e t e o r s f r o m P h o t o g r a p h i e o b s e r v a t i o n s i n D u s c h a n b e a n d O d e s s a . A J UdSSR 43 1306—1312 (russ. mit engl. Ref.). — In der Arbeit werden die Ergebnisse behandelt, die sich auf die Bahnen von nahezu 500 in Duschanbe und Odessa photographierten «hellen» Meteoren beziehen. Die Verteilungen der Bahnelemente unterscheiden sich in gewisser Hinsicht von den entsprechenden Verteilungen für «schwache» Meteore. Die hellen Meteore bewegen sich im Durchschnitt entlang ausgedehnterer Bahnen; auch die Bahnneigungen heller Meteore sind im Durchschnitt größer als die der schwachen Meteore. Eine Liste von Meteorassoziationen wird gegeben, deren Realität bestätigt wird. Die Struktur des Perseiden-Stroms und die Realität hyperbolischer Meteore in diesem Strom werden diskutiert. Verf. (ü.) 9306. P. B. Babadshanow, N. N. Suslowa, S. A. Karasselnikowa, B a h n e l e m e n t e v o n M e t e o r e n a u s p h o t o g r a p h i s c h e n B e o b a c h t u n g e n von 1960 bis 1 9 6 3 i n D u s c h a n b e . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—12 S. 3—12 (russ. mit engl. Ref.). — Es werden die Bahnelemente von 72 Meteoren mitgeteilt. Vier neue Meteorassoziationen wurden entdeckt. Die Bahnelemente einiger sporadischer Meteore ähneln denen von Kometen. Verf. (ü.) 9307. P. B. Babadshanow, B e s t i m m u n g v o n T e m p e r a t u r , D r u c k u n d Dichte der Atmosphäre aus photographischen Meteorbeobacht u n g e n . Geom. Aer. 6 153—156 (russ.). 9308. A. M. Bacharew, U. Schodijew, U n t e r s u c h u n g e i n e r p h o t o g r a p h i s c h e n M e t e o r s p u r . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—42 S. 13—19 (russ. mit engl. Ref.). — Nach dem Programm des I J R S wurde 1964 eine photographische Meteorspur von zwei Stationen aus beobachtet, die etwa 34 km voneinander entfernt liegen. Verf. beschreiben die Bearbeitung der Photographien; Geschwindigkeit und Richtung der Drift sowie die vertikale Komponente der Turbulenz und ihr Gradient werden bestimmt. Verf. (ü.) 9309. I. W. Bajratschenko, Ü b e r d i e N a t u r d e r R e s o n a n z e r s c h e i n u n g e n b e i d e r S t r e u u n g v o n R a d i o w e l l e n a n M e t e o r s p u r m o d e l l e n . Geophys. Astr. Informationsbull. 1966 Nr. 9 S. 153—156 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus

534

66, 1966

X . Interplanetare Objekte

R J UdSSR 1967 8.51.452: Verf. h a t Experimente zur Untersuchung der Streuung von Radiowellen im Bereich zwischen 8 und 13 cm Wellenlänge durchgeführt (gek.). Kra. 9310. R. S. Bibarsow, E i n V e r f a h r e n z u r B e s t i m m u n g d e s A n f a n g s r a d i u s ü b e r d i c h t e r M e t e o r s p u r e n . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—42 S. 20—25 (russ. mit engl. Ref.). — Das vom Verf. vorgeschlagene Verfahren beruht auf einem Vergleich der Charakteristiken für die Phasenzeiten der Signale, die an überdichten und unterdichten Spuren reflektiert worden sind. Die Meßergebnisse bei 8 m Wellenlänge stimmen gut mit den Resultaten theoretischer Untersuchungen überein. Verf. (ü.) 9311. W. A. Bronstein, T h e o r i e u n d S p e k t r a l u n t e r s u c h u n g e n m e t e o r i t e n f ö r m i g e r B o l i d e . Meteoritika Nr. 27 S. 97—102 (russ.). — Als hauptsächlicher Mechanismus der Ablation großer Meteoritenkörper ist vom Moment der Bildung einer Stoßwelle an die Schmelzung anzusehen. I m Kopf des Boliden überlagert sich einem fast Planckschen Kontinuum eine — besonders in Höhen über 30 km dominierende — Linienemission von N, O und deren Ionen. In den «Flügeln» der Stoßwelle ändert sich die Ausstrahlung entsprechend der dort niedrigeren Temperatur. Auch bei schwacher Verdampfung sind wegen der niedrigen Anregungspotentiale der beteiligten Elemente Linien zu erwarten. Petri 9312. W. A. Bronstein, K. A. Ljubarskij, D i e S t r a h l u n g v o n M e t e o r e n B o l i d e n . Vgl. Ref. 9389 S. 3—37 (russ.).

und

9313. N. Carrara, P. F. Checcacci, A. Consortini, L. Ronchi, A m e t h o d of i n v e s t i g a t i o n o n t h e p h y s i c s a n d a s t r o n o m y of r a d i o m e t e o r s . Nuovo Cimento Suppl. (1) 3 1029—1063, 1965. 9314. Z. Ceplecha, C l a s s i f i c a t i o n Vorläufige Mitteilung.

of

meteor

o r b i t s . BAC 17 96—98. —

9315. Z. Ceplecha, D y n a m i c a n d P h o t o m e t r i e m a s s of m e t e o r s . BAC 17 347—354. — Die dynamische Masse wird aus dem Geschwindigkeitsabfall längs der atmosphärischen Bahn, die photometrische Masse aus dem Integral über die Lichtkurve erhalten. Das Anliegen der Arbeit ist, nachzuweisen, daß die von einigen anderen Autoren gefundenen geringen Werte für die Dichte mancher Meteorkörper, 0.25 g/cm 3 , nicht reell sind. Die hier gefundenen Dichten sind 4.0 g/cm 3 für die asteroidische, 2.2 g/cm 3 für eine nicht näher bestimmte Zwischengruppe und 1.4 g/cm 3 für die kometarische Gruppe. C. H . 9316. B. Chytil, D i s t r i b u t i o n of d u t y c y c l e of d u r a t i o n s c a t t e r e d o n m e t e o r i c t r a i l s . Studia 10 204—210.

of

signal

9317. P. de la Cotardière, M é t é o r e s e t m é t é o r i t e s . BSAF 80 21—26, 118— 120. 9318. J. Degewij, M. Alberts, G.P.Können, M e t e o r e n f o t o g r a f i e . Repr. Meteor Section Netherlands Ass. Astr. Meteorol. Nr. 46, 8 S. — Es werden ausführliche Anweisungen zum Photographieren von Meteorspuren gegeben. Unter Voraussetzung der Verwendung der Emulsion Ilford H P S 30° D I N werden f ü r mittlere scheinbare Geschwindigkeiten die erreichbaren Grenzgrößen für Kameratypen zwischen 0.65 und 4.5 Öffnungsverhältnis berechnet. Behandelt werden die Frage des geeigneten Sektorverschlusses, das Entwicklungsverfahren der Platten und die Methode der simultanen Photographie zur exakten Höhenbestimmung. Gü-Li 9319. A. D. Derbenewa, T h e r a d i a t i o n c o e f f i c i e n t of m e t e o r s . A J UdSSR 43 454—456 (russ. mit engl. Ref.). — Werte für die Lichtausbeute beim Leuchten der Meteore, abgeleitet aus Betrachtungen über Stöße zwischen Ca I I — N a IAtomen mit N a -Molekülen der L u f t werden mit den aus Meteorbeobachtungen erhaltenen verglichen. Ho.

66, 1966

93. Meteore

9320. A. D. Derbenewa, Ü b e r d e n I o n i s a t i o n s k o e f f i z i e n t e n s c h e r A t o m e . Geom. Aer. 6 606—607 (russ.).

535 meteori-

9821. W. Dieminger, H. Kochan, R a d i o - M e t e o r b e o b a c h t u n g e n m i t e i n f a c h s t e n M i t t e l n . Z. Naturforschung 21a 1797—1800. — Feldstärkeregistrierungen zweier 130 km entfernter Sender auf 10 und 2 m zeigen kurzzeitige Spitzen, die von Reflexionen der Radiowellen an den ionisierten Schweifen von Meteoren herrühren. Aus ihrer Anzahl kann auf die Häufigkeit der Meteore geschlossen werden. Besonders stark war der Leonidenschauer am 16. 10. 1965, der optisch offenbar kaum beobachtet wurde. Verf. 9322. J. V. Evans, R a d a r o b s e r v a t i o n s of m e t e o r d e c e l e r a t i o n . J G R 71 171—188. — Mit einer Radaranlage, die in einer früheren Arbeit (vgl. A J B 65 Ref. 9319) beschrieben ist und auf 68 cm Wellenlänge arbeitet, wurden Reflexionen an Meteoren beobachtet, deren Bewegung nahezu direkt auf die Antenne gerichtet war. Das konnte dadurch erreicht werden, daß die Antenne auf die Radianten von intensiven Meteorströmen gerichtet wurde (z. B. Geminiden, Perseiden, Quadrantiden). Es ergaben sich Radialgeschwindigkeiten und außerdem Verzögerungen durch den Bremsprozeß in der Atmosphäre. Durch eine Theorie der Meteorbremsung werden die Beobachtungen darzustellen versucht, was trotz großer Streuung der Einzelwerte befriedigend gelingt. I m Mittel ergaben sich eine effektive Ablationsenergie von 15.4 km 2 /sec 2 und eine Meteormasse von 10~2 bis 10~3 g. Gü-Li 9323. R. L. Evans, T. L. Evans, O b s e r v a t i o n s of m e t e o r s p e c t r a . J B A A 76 231—243. — Zur Aufnahme von Meteorspektren wurden 1958—1965 in Kinnettles und St. Andrews (Schottland) drei Luftbildkameras F 24 (Öffnung 12.7 cm, Öffnungsverhältnis f/4), die mit Objektivprismen von 30° brechendem Winkel versehen waren, eingesetzt. Insgesamt wurden bei 1016 Belichtungen in 555 Std. 17 brauchbare Spektren von Dispersionen zwischen 400 Á/mm (bei 4000 Á) und 1600 Á/mm (bei 6000 Á) erhalten. Von 8 besonders guten Spektren werden die Identifikationen der Linien mitgeteilt. Ein Spektrum eines Lyrid-Meteors von 1960 April 22 (—4I?0) zeigte 70 Linien. Vorherrschend sind die Linien des C a l l und des Fe I . Gü-Li 9324. E. I. Fialko, W. F. Romanjuk, D i e k i n e t i s c h e V e r t e i l u n g d e r Met e o r k ö r p e r u n t e r V e r w e n d u n g d e r S p u r e n v e r s c h i e d e n e r T y p e n . AC Nr. 361, 4 S. (russ.). 9325. E. I. Fialko, J. W. Tgchumak, A b s c h ä t z u n g d e s D i f f u s i o n s k o e f f i z i e n t e n u n d d e r l i n e a r e n E l e k t r o n e n d i c h t e a u s i o n i s i e r t e n T y p 1M e t e o r s p u r e n . AC Nr. 364 S. 7—8 (russ.). 9326. E. I. Fialko, A d e t e r m i n a t i o n of t h e a b s o l u t e s t e l l a r m a g n i t u d e of a m e t e o r f r o m t h e d u r a t i o n of u n s t a b l e t y p e m e t e o r i c r a d i o e c h o e s . A J UdSSR 43 204—208 (russ. mit engl. Ref.). — Es gelingt dem Verf., eine Beziehung zwischen der absoluten Helligkeit der Meteore und der Dauer der Radioechos vom instabilen Typ abzuleiten. Ho. 9327. E. I. Fialko, I. W. Bajratschenko, J. W. Tschumak, E i n i g e E r g e b n i s s e der Verwendung von meteorischen Z w i s c h e n t y p s p u r e n zur Abs c h ä t z u n g d e s D i f f u s i o n s k o e f f i z i e n t e n . Bote Univ. Kiew Nr. 7 (Astr.) S. 66—68 (ukrain. mit russ. Ref.). — Bei dieser Untersuchung stützen sich Verf. auf das von Fialko (vgl. A J B 65 Ref. 9326) entwickelte Verfahren und auf Radarmessungen von Meteoren zur Zeit der Geminiden (1963) in Kiew bei 9.4 m Wellenlänge. Für den Diffusionskoeffizienten folgen etwa 12 m 2 /sec. Loh. 9328. E . I . Fialko, R. I. Mojsja, G. I. Kolomijez, W. I. Melnik, J. W. Tschumak, Statistische Eigenschaften meteorischer Radioechos von sporad i s c h e n M e t e o r e n . Geophys. Astr. Informationsbull. 1966 Nr. 9 S. 157—161

536

X. Interplanetare Objekte

66, 1966

(russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 6.51.434: Am 28. Okt. 1965 wurden an der Univ. Kiew Radarbeobachtungen von Meteoren bei A = 8.7 m Wellenlänge durchgeführt. Mitgeteilt werden die Verteilung der Amplituden der Reflexionen an Spuren des instabilen Typs sowie die Verteilung ihrer Dauer f ü r Spuren verschiedenen Typs. Zur Bestimmung des Parameters s der Massenverteilung der Meteorkörper wurden verschiedene Methoden verwandt. F ü r einen großen Massenbereich der Meteorkörper ergab sich s = 2.0 bis 2.25 (gek.). Kra. 9329. £ . I. Fialko, I. W. Bajratschenko, Ü b e r d i e E n e r g i e v e r t e i l u n g v o n M e t e o r k ö r p e r n ( E x p e r i m e n t b e i X = 9 . 5 9 m). Geophys. Astr. Informationsbull. 1966 Nr. 9 S. 165—169 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 6.51.436: Die Radarbeobachtungen wurden an der Univ. Kiew vom 12. bis 14. Dez. 1963 durchgeführt. Für jedes Meteor wurden bestimmt: Entfernung, Moment des Erscheinens, Amplitude der Radarreflexion, Geschwindigkeit, Elektronendichte der Spur und der Koeffizient der ambipolaren Diffusion. F ü r 21 Meteore mit stabiler Reflexion werden genaue Ergebnisse mitgeteilt. Die Energieverteilung der Meteorkörper hat denselben Charakter wie die Massenverteilung (gek.). Kra. 9330. E. I. Fialko, Z u r A b s c h ä t z u n g d e r I n t e n s i t ä t d e r E n t i o n i s i e r u n g s p r o z e s s e in M e t e o r s p u r e n . Kometen Meteore Nr. 13 S. 22—28 (russ. mit engl. Ref.). — Die früher vom Verf. ausgearbeitete Methode zur Abschätzung des Anlagerungskoeffizienten von Elektronen an Sauerstoffmoleküle (ßn) wird auf Ergebnisse von Radarbeobachtungen aus den Jahren 1957 bis 1959 bei 10 m Wellenlänge angewandt. Die erhaltene Abschätzung ßn (0.35 bis 0.37) cm 3 /sec unterscheidet sich nur wenig von der von J . Davies, J . S. Greenhow und J . E. Hall mitgeteilten. Verf. (ü.) 9331. E. I. Fialko, M e t e o r r a t e n b e i X = 10 m w ä h r e n d d e s I G J u n d d e r I G Z . Kometen Meteore Nr. 13 S. 41—46 (russ. mit engl. Ref.). — Bericht über Radarbeobachtungen von Meteoren, die während des I G J und der IGZ in den Jahren 1957—1959 im 10 m-Band angestellt wurden. Die bei diesen Beobachtungen erhaltenen Stundenwerte im tages- und jahreszeitlichen Gang werden mit den Werten von Charkow verglichen. Es ergaben sich keine wesentlichen Unterschiede. Ho. 9332. E. I. Fialko, J . W. Tschumak, Ü b e r d i e V e r w e n d u n g v o n M e t e o r s p u ren des Z w i s c h e n t y p s zur Messung des D i f f u s i o n s k o e f f i z i e n t e n u n d d e r l i n e a r e n E l e k t r o n e n d i c h t e . Kometen Meteore Nr. 14 S. 16—18 (russ. mit engl. Ref.). 9333. E. I. Fialko, R. I. Mojsja, G. I. Kolomijez, W. I. Melnik, J . W. Tschumak, E x p e r i m e n t e l l e U n t e r s u c h u n g der E n e r g i e v e r t e i l u n g der Meteork ö r p e r . Probleme Kosm. Phys. Zwischenbehördl. Wiss. Sammelwerk 1966 Nr. 1 S. 144—146 (russ. mit engl. Ref.). — Ref. aus R J UdSSR 1967 6.51.435: Es werden Ergebnisse von Radarbeobachtungen an Meteoren verwandt, die am 29. Okt. 1964 an der Station der Univ. Kiew in Tripolje gemacht wurden, als aktive Meteorströme fehlten. Von 2 h 19m bis 6 h 56 m Ortszeit wurden 722 Meteore registriert, darunter 132 Reflexionen an Spuren des Zwischentyps. Für 74 von diesen 132 Meteoren wurden Geschwindigkeit, kinetische Energie und Elektronendichte bestimmt (gek.). Kra. 9334. A. M. Furman, On t h e t h e o r y of i o n i z a t i o n of m e t e o r t r a i l s . I V . T h e e f f e c t i v i t y of i o n i z a t i o n of a m e t e o r t r a i l b y t h e c o l l i s i o n of p a r t i c l e s of m e t e o r i c v a p o u r w i t h a i r m o l e c u l e s . A J UdSSR 43 1052—1063 (russ. mit engl. Ref.). — Neue experimentelle Ergebnisse über den effektiven Stoßquerschnitt für Ionisation werden zur Abschätzung der Ausbeute des Ionisationsmechanismus in Meteorschweifen angewandt. Hierbei handelt es sich um eine Wechselwirkung durch Stöße zwischen den Partikeln der verdampften Meteoritensubstanz und den Luftmolekülen. E s ergibt sich, daß die Effektivität

66, 1966

93. Meteore

537

des Stoßmechanismus gegenüber den bisher angenommenen W e r t e n u m einen F a k tor 20 bis 200 geringer ist. Ho. 9335. J.Jones, T.R.Kaiser, T h e e f f e c t s of t h e r m a l r a d i a t i o n , c o n d u c t i o n a n d m e t e o r o i d h e a t c a p a c i t y o n m e t e o r i c a b l a t i o n . M N 133 411—420. — Erweiterung der klassischen Theorie der Meteormassenabnahme m i t Berücksichtigung der thermischen Strahlung, der Wärmeleitung u n d Wärmek a p a z i t ä t des eindringenden Meteorkörpers, der als fester Körper behandelt wird. F ü r Meteoroide der Massen, die den Helligkeitsbereich + 3 < M < +10 m überdecken, läßt sich zeigen, daß die thermische Strahlung zu vernachlässigen ist, daß aber die I n t e n s i t ä t des Abschmelzvorganges durch die endliche W ä r m e k a p a zität abgeschwächt wird. Ho. 9336. B. L. Kaschtschejew, W . A. Netschitajlenko, J . I. Suworow, D i e D r i f t v o n M e t e o r s p u r e n . Probleme Kosm. Phys. Zwischenbehördl. Wiss. Sammelwerk 1966 N r . 1 S. 119—125 (russ. m i t engl. Ref.). — Ref. aus R J U d S S R 1967 9.51.604: Verf. beschreiben Methode u n d A p p a r a t u r , die zur Messung der D r i f t von Meteorspuren am Charkower Polytechn. I n s t , von 1962 bis 1964 angewandt wurden u n d teilen die Ergebnisse mit (gek.). Kra. 9337. L. A. Katassew, D i e U n t e r s u c h u n g v o n M e t e o r e n i n d e r E r d a t m o s p h ä r e m i t H i l f e p h o t o g r a p h i s c h e r M e t h o d e n . Leningrad, Hydrometeorol. Verlag, 1966. 334 S. Preis 1 R . 58 Kop. (russ.). — B. in R J U d S S R 1967 6.51.617. 9338. C. S. L. Keay, C. D. EUyett, T . A . B r o w n , A b s e n c e of o d i c i t i e s i n r a d a r m e t e o r r a t e s . J G R 71 1409—1411. 9339. A. B. Kolomijez, Ü b e r d i e k ö r p e r . AC N r . 363 S. 1—3 (russ.).

Struktur

und

Massen

9340. A. R. Kolomijez, H e l l i g k e i t e n v o n M e t e o r e n M e t e o r k ö r p e r n . AC N r . 381 S. 1—3 (russ.).

und

unusual der

Meteor-

Struktur

9341. A. R. Kolomijez, Ü b e r d i e V e r t e i l u n g d e r M e t e o r k ö r p e r M a s s e u n d G e s c h w i n d i g k e i t . AC N r . 394 S. 1—3 (russ.). 9342. A. R. Kolomijez, B e s t i m m u n g d e r l i n e a r e n M e t e o r s p u r e n . Geom. Aer. 6 943—944 (russ.).

peri-

von nach

Elektronendichte

in

9343. B. P. Konstantinow, M. M. Bredow, A. I. Beijajewskij, I. A. Sokolow, Ü b e r d i e m ö g l i c h e A n t i m a t e r i e - N a t u r d e r M i k r o m e t e o r e . K o s m . Forsch. 4 66—73 (russ.). — Überlegungen über eine mögliche Antimaterie-Natur der Kometen- u n d Meteorströme werden angestellt u n d die Ergebnisse einer Ü b e r p r ü f u n g dieser Hypothese mitgeteilt. Verf. (ü.) 9344. I. N. Kowschun, N e u e B e s t i m m u n g e n d e r M a s s e n v o n M e t e o r k ö r p e r n . Geom. Aer. 6 717—725 (russ.). — Verf. berechnet die Massen der in Odessa, Duschanbe u n d Cambridge photographierten Meteore. Dabei berücksichtigt er die Abhängigkeit des Strahlungskoeffizienten von der Masse, von der Geschwindigkeit, von der Zusammensetzung u n d der S t r u k t u r der Meteore. Verf. (ü.) 9345. L. Kresak, A m e t e o r m i s s i o n i n t o t h e o r b i t of s u n - g r a z i n g c o m e t s . BAC 17 188—195. — Verf. zeigt, daß die langperiodischen K o m e t e n der KreutzGruppe, die in ihrem Perihel die Sonne nahezu streifen, wahrscheinlich sehr dichte Meteorströme produzieren, die, wie die K o m e t e n selbst, von der E r d e aus schwer zu beobachten sind. E s werden f ü r 7 K o m e t e n die Postperihelkoordinaten relativ zur Ekliptik f ü r 0.25, 0.50, 0.75 u n d 1.00 A E berechnet. F ü r zwei Konzentrationsp u n k t e dieser Koordinaten werden Start- u n d Übergangsbedingungen f ü r B a h n e n

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X . Interplanetare Objekte

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von Raumsonden berechnet, die zum Nachweis und zur Untersuchung der Meteorströme der Kreutz-Kometen dienen können. Gü-Li 9846. L. Kresák, M. Kresáková, T h e d e n s i t y d i s t r i b u t i o n of t e l e s c o p i o m e t e o r s a r o u n d t h e E a r t h ' s o r b i t . Contr. Astr. Obs. Skalnaté Pleso 3 39—73. — Verf. untersuchen die Verteilung der Meteordichte schwacher Objekte längs der Erdbahn auf Grund von 4573 Meteorregistrierungen während der J a h r e 1946—1959. Die Schwankungen der räumlichen Dichte der Meteore mit der Sonnenlänge sind für drei verschiedene Modelle der Verteilung der scheinbaren Radianten bestimmt. Wahrscheinlich ist wenigstens ein Teil der sporadischen Meteore kometarischen Ursprungs. Ho. 9847. M. Kresáková, T h e m a g n i t u d e d i s t r i b u t i o n of m e t e o r s in m e t e o r s t r e a m s . Contr. Astr. Obs. Skalnaté Pleso 3 75—112. — Unter Verwendung eines Beobachtungsmaterials von 48000 Helligkeits- und 28000 Höhenschätzungen auf dem Skalnaté Pleso Obs. wurde für 7 Meteorströme sowie die sporadischen Meteore die Häufigkeitsverteilung nach den Helligkeiten abgeleitet. Die Gradienten der Helligkeitsfunktion sind danach für verschiedene Meteorgruppen unterschiedlich und liegen zwischen 2.3 und 3.5. Ho. 9848. W. N. Lebedinez, B. L. Kaschtsehejew, M e t e o r i c m a t t e r i n t h e v i c i n i t y of t h e E a r t h ' s o r b i t f r o m m e t e o r r a d a r o b s e r v a t i o n s . A J UdSSR 43 854—867 (russ. mit engl. Ref.). — Aus Radarbeobachtungen von Meteoren mit m < +7 m sind 12500 heliozentrische Bahnen berechnet worden. Allgemein kann festgestellt werden, daß die großen Halbachsen dieser Bahnen bei geringeren Massen der Meteorite kleiner sind. Bei den kleinen meteoritischen Körpern scheinen zwei Bahntypen zu existieren, von denen der eine eine Verwandtschaft zu den kurzperiodischen Kometen zeigt. Einige Dutzend Hyperbelbahnen können noch nicht als verbürgt betrachtet werden. Ho. 9349. W. N. Lebedinez, J. I. Portnjagin, T h e m e c h a n i s m b e h i n d t h e f r a g m e n t a t i o n of s m a l l m e t e o r i c b o d i e s i n t h e a t m o s p h e r e . DAN 168 543—546 (russ.). — Die photometrischen und kinematischen Abweichungen von Meteoren schwächer als 0 m gegenüber der Theorie von Herlofson (1948) werden durch eine Modellrechnung verständlich, in der die meteoritischen Körper als rotierende, deformierte Tropfen angesehen werden, deren Abschmelzen und weiterer Zerfall in erster Linie vom Radius des ursprünglichen Körpers abhängen, für den im Gegensatz zu früheren Erklärungsversuchen keine besondere Rauhigkeit angenommen zu werden braucht. Petri 9350. W. N. Lebedinez, J. I. Portnjagin, D e r A n f a n g s r a d i u s s i e r t e n M e t e o r s p u r . Geom. Aer. 6 712—716 (russ.).

einer

ioni-

9351. W. N. Lebedinez, J . I. Portnjagin, E i n i g e F r a g e n d e r p h y s i k a l i s c h e n T h e o r i e d e r M e t e o r e . Kometen Meteore Nr. 13 S. 9—21 (russ. mit engl. Ref.). — Die effektiven DifFusionsquerschnitte von Atomen und Ionen der Meteormaterie werden bestimmt und zur Lösung einer Reihe von Problemen der physikalischen Theorie der Meteore verwandt. Verf. diskutieren einen der möglichen Spaltungsmechanismen kleiner Meteorkörper, der zum Auftreten von Radiometeoren führt. Verf. (ü.) 9352. H.-R. Lehmann, C.-U. Wagner, M e t e o r i c a t o m i c i o n s i n t h e i o n o s p h e r e . J A T P 28 617—625.

lower

9353. B. J . Lewin, A. N. Simonenko, Ü b e r d i e Z e r s p l i t t e r u n g meteoris c h e r K ö r p e r i n d e r E r d a t m o s p h ä r e . Geom. Aer. 6 608—609 (russ.). 9354. B. A. Lindblad, A t m o s f ä r i s k a t ä t h e t s v a r i a t i o n e r härledda ur m e t e o r o b s e r v a t i o n e r 1 9 5 3 — 6 5 . PAT 47 149—152. — Ref. Svenska Astr. Sällskapet.

66, 1966

93. Meteore

539

9855. K. A. Ljubarskij, N o c h e i n m a l z u r B e s t i m m u n g d e r f u n k t i o n v o n M e t e o r e n . Vgl. Ref. 9389 S. 97—102 (russ.).

Leuchtkraft-

9356. K. A. Ljubarskij, W. I. Zwetkow, D i e L e u c h t k r a f t f u n k t i o n e n v o n M e t e o r e n n a c h B e o b a c h t u n g e n v o n 1 9 6 2 b i s 1 9 6 3 . Vgl. Ref. 9389 S. 103—105 (russ.). 9357. P. W . Makowezkij, Ü b e r d i e M e t e o r g e f a h r i m A n t i r a d i a n t e n M e t e o r s t r o m s . K o s m . Forsch. 4 493—495 (russ.).

eines

9358. B. A. Mcintosh, T h e d e t e r m i n a t i o n of m e t e o r m a s s d i s t r i b u t i o n f r o m r a d a r e c h o c o u n t s . Canadian J . Phys. 44 2729—2748. 9359. H. G. Miles, A. J . Meadows, F i r e b a l l s a s s o c i a t e d w i t h t h e B a r w e l l m e t e o r i t e . N a t u r e 210 983—986. — A m 24. Dez. 1965 fielen u m 16 h 12 m zahlreiche Meteorbruchstücke beim Dorf Barwell, Leicestershire, nieder. Sie waren die Reste einer von drei hellen Feuerkugeln, die von zahlreichen Augenzeugen in dieser Grafschaft u n d in der von Warwickshire gesehen worden waren. Ü b e r die näheren U m s t ä n d e des Ereignisses wird hier berichtet, insbesondere über die meteorologischen Bedingungen, die Bahnen der Feuerkugeln, ihr Aussehen, akustische Effekte u n d einige weitere Einzelheiten. Loh. 9360. H. G. Miles, A. J . Meadows, F i r e b a l l s a s s o c i a t e d w i t h t h e B a r w e l l m e t e o r i t e . N a t u r e 212 1339. — Die weitere Bearbeitung der von den Verf. früher (vgl. Ref. 9359) durchgeführten Untersuchungen über den Barwell-Meteoriten ergab einen dritten Feuerball westlich der B a h n des Feuerballes A. Gü-Li 9361. P. M. Millman, B. A. Mcintosh, M e t e o r r a d a r s t a t i s t i c s . I I . Canadian J . Phys. 44 1593—1602. — Die mittleren täglichen W e r t e des Meteorflusses f ü r drei Kategorien von Meteorechos sind f ü r die Periode von 1958 bis 1962 t a b u liert. Die Variation der Echorate m i t der Echodauer wird untersucht u n d anschließend dazu bemerkt, daß es schwer ist, diese Beziehung zur Bestimmung der Massenverteilung der Meteoroide im interplanetaren R a u m zu benutzen. Verf. (ü.) 9362. P. M. Millman, M e t e o r

n e w s . J R A S Canada 60 151—152, 242—244.

9363. R. I. Mojsja, G. I. Kolomijez, W. I. Melnik, Ü b e r d i e R e g i s t r i e r u n g d e r D r i f t g e s c h w i n d i g k e i t u n d - r i c h t u n g v o n M e t e o r s p u r e n . Bote Univ. Kiew Nr. 7 (Astr.) S. 75—78 (ukrain. mit russ. Ref.). 9364. H. G. Müller, A t m o s p h e r i c Space Sei. 14 1253—1272.

tides

in

the

meteor

zone.

Planet.

9365. L. I. Nasyrowa, G. A. Nasyrow, P h o t o g r a p h i s c h e A u f n a h m e n S p e k t r e n g a s f ö r m i g e r M e t e o r s p u r e n . AC Nr. 370 S. 1—2 (russ.). * * M. J. Neale, R a d a r t i o n s . Vgl. Ref. 22220.

equipment

* * M. J. Neale, A m e g a w a t t r e s e a r c h . Vgl. Ref. 22221.

pulse

for

continuous

radar

meteor

transmitter

for

von

observameteor

9366. E. K. Nemirowa, B e o b a c h t u n g e n d e s P o l a r i s a t i o n s e f f e k t e s b e i s p o r a d i s c h e n M e t e o r e n . K o m e t e n Meteore N r . 13 S. 29—40 (russ. m i t engl. Ref.). — Verf. beschreibt Methode u n d Ergebnisse von Beobachtungen des Polarisationseffektes bei der Streuung von Radiowellen durch Meteorspuren bei A = 10 m Wellenlänge. Die beobachtete Verteilung des Polarisationsverhältnisses, die Ergebnisse der experimentellen Bestimmung der Wahrscheinlichkeit des Resonanzeffektes u n d andere charakteristische Merkmale werden mitgeteilt. Verf. (ü.)

540

66, 1966

X . Interplanetare Objekte

9367. H. Oleak, B e m e r k u n g e n z u m P r o b l e m d e r T e m p e r a t u r s t r a h l u n g b e i F e u e r k u g e l n . A N 289 157—171 = Mitt. Sternw. Babelsberg Nr. 31. — Einige Zustandsgrößen, wie T e m p e r a t u r , mittleres Molekulargewicht u n d Elektronenkonzentration werden u n t e r der Bedingung thermodynamischen Gleichgewichts f ü r die im Verdichtungsstoß aufgestaute L u f t abgeleitet. Das Strömungsbild u m den Meteorkörper wird durch ein parabolisches Modell approximiert u n d die sich daraus ergebenden Schlußfolgerungen mit den Ergebnissen anderer A u t o r e n verglichen. Insbesondere zeigt die mittlere T e m p e r a t u r eines solchen Modells eine gute Übereinstimmung mit den von Ceplecha aus Meteorspektren berechneten Aliregungstemperaturen. — Zur Abschätzung der Strahlungsverluste wird die spektrale Emission einer planparallelen Luftschicht von 1 u n d 10 cm Dicke f ü r T = 23200, 58000 u n d 116000° u n d f ü r verschiedene L u f t d i c h t e n berechnet. Die Abweichungen von der Hohlraumstrahlung sind beträchtlich. Der hohe UV-Anteil bewirkt eine Ionisation in der ungestörten L u f t ; die «Strömgren-Sphäre» k a n n dabei 10- bis 50mal größer als der Meteorkörper sein. Eine Abschätzung für die Einstellzeit des Ionisationsgleichgewichts ergibt, daß sich die Strömgren-Sphäre erst in einer von der Körperdimension abhängigen Mindesthöhe ausbilden k a n n . Die Ergebnisse der Kurzzeitmeteorbeobachtungen von Babadshanow u n d K r ä m e r k ö n n t e n mit diesen Vorstellungen erklärt werden. Verf. 9368. H. Oleak, E i n E m i s s i o n s m o d e l l z u r E r k l ä r u n g d e r t h e r m i s c h e n L i n i e n e m i s s i o n b e i M e t e o r e n . Mitt. AG N r . 21 S. 143. — Ref. AG. 9369. C.P.Olivier, M e t e o r R e p o r t s . A m e r i c a n 1 9 6 5 . Flower a n d Cook Obs. Repr. N r . 164, 18 S.

Meteor

Society

for

9370. G. I. Pokrowskij, Ü b e r d i e E x p l o s i o n m e t e o r i s c h e r , s i c h i n d e r A t m o s p h ä r e b e w e g e n d e r K ö r p e r . Meteoritika Nr. 27 S. 103—108 (russ.). — Die qualitative Behandlung des Problems f ü h r t zu der Annahme, daß der TunguskaMeteorit in mehrere Stücke zerplatzte, von denen Stoßwellen ausgingen, deren Energie bei 1.5 X IO24 erg lag. E i n einziger k o m p a k t e r Körper h ä t t e nicht f ü r die tatsächliche Zerstörung des Waldes auf einem so großen Gebiet ausgereicht. Petri 9371. J . I. Portnjagin, E f f e k t i v e D i f f u s i o n s q u e r s c h n i t t e v o n a t o m e n i n d e r A t m o s p h ä r e . Geom. Aer. 6 707—711 (russ.).

Meteor-

9372. J . I. Portnjagin, D e r A k k o m o d a t i o n s k o e f f i z i e n t f ü r E i s e n m e t e o r e . Geom. Aer. 6 797—798 (russ.). 9373. V. Porubcan, M e t e o r v e l o c i t i e s m e a s u r e d b y t e l e s c o p i o o b s e r v a t i o n t h r o u g h t h e r o t a t i n g s h u t t e r . BAC 17 341—347. — Die Verwendung eines rotierenden Sektors bei visueller Beobachtung h a t sich als besser erwiesen als die «rocking mirror»-Methode. Die einseitige Beobachtung g e s t a t t e t e nicht die Bestimmung individueller Geschwindigkeiten, doch ergab die statistische Auswertung, d a ß 7 0 % der 49 beobachteten schwachen sporadischen Meteore elliptische Bahnen h a t t e n . Der auf Hyperbeln weisende Geschwindigkeitsüberschuß k a m viel kleiner heraus als seinerzeit bei der Arizona-Expedition. C. H . 9374. P. S. K. Rao, B. R. Rao, E f f e c t of m e t e o r a c t i v i t y o n t h e f a d i n g . J A T P 28 457—466.

E-region

* * I. Revah, A. Spizzichino, R é s u l t a t s d e m e s u r e c o n t i n u e d e s v e n t s ionosphériques à p a r t i r de l ' o b s e r v a t i o n de traînées météoriques. Vgl. Ref. 7574. 9375. M. Romig, D. Lamar, A n o m a l e a k u s t i s c h e u n d e l e k t r o m a g n e t i s c h e E r s c h e i n u n g e n b e i m F l u g v o n B o l i d e n . Vgl. Ref. 9389 S. 38—68 (russ.). 9376. R. G. Roper, A t m o s p h e r i c t u r b u l e n c e i n t h e m e t e o r r é g i o n . J G R 71 5785—5792.

66, 1966

93. Meteore

541

9377. L. N. Rubzow, Ü b e r d i e G r e n z g r ö ß e e i n e s b e i 17 m W e l l e n l ä n g e r e g i s t r i e r t e n M e t e o r s . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 45 S. 12—16 (russ. mit engl. Ref.). — Verf. berichtet über ein neues Antennensystem für A = 17 m mit hoher Verstärkung, das für die Beobachtungen von Radarmeteoren eingesetzt wird. Eine Abschätzung ergibt den funktionalen Zusammenhang zwischen der Sterngröße eines Meteors und der erzeugten Elektronenkonzentration, wobei eine Abhängigkeit von der Wellenlänge und der Verstärkung festgestellt wird. Ho. 9878. A. P. Sawruchin, D i e D i f f u s i o n v o n M e t e o r s p u r e n u n d d i e T u r b u l e n z d e r A t m o s p h ä r e i n d e r M - Z o n e . Kometen Meteore Nr. 14 S. 11—15 (russ. mit engl. Ref.). 9379. L. M. Scherbaum, L. M. Schulman, B a h n e n v o n M e t e o r e n n a c h B e o b achtungen am Astronomischen Observatorium der Universität Kiew v o n 1 9 5 9 b i s 1961. Bote Univ. Kiew Nr. 7 (Astr.) S. 79—86 (ukrain. mit russ. Ref.). — Betrifft 17 Bahnen nach Aufnahmen zwischen 1959 und 1961. 9380. M. Simek, S o m e e r r o r s i n d e t e r m i n i n g m e t e o r v e l o c i t i e s b y t h e d i f f r a c t i o n m e t h o d . BAC 17 90—92. 9381. M. Simek, T h e i n f l u e n c e of d i f f u s i o n o n t h e r a d i o d e t e r m i n a t i o n of m e t e o r v e l o c i t i e s . BAC 17 354—359. — E s handelt sich um die Vermeidung systematischer Fehler bei der Anwendung der Radarmethode. Verf. zeigt, daß der m. F. der Bestimmungen der Geschwindigkeit auf ± 4 % herabgedrückt werden kann, wenn man vermeidet, das erste Maximum des Beugungsmusters mit zu benutzen. C. H . 9382. D. 0 . Staley, T e m p e r a t u r e s of m e t e o r o i d s a n d m e t e o r i t e s . J G R 71 5681—5687. — Meteorite mit Radien oberhalb von etwa 1.5 m können auf ihren exzentrischen Bahnen um die Sonne Temperaturen haben, die erheblich von den im Strahlungsgleichgewicht erwarteten Werten abweichen. Die letzteren sind unter 0° C bei Steinmeteoriten, merklich höher als 0° C bei Eisenmeteoriten. Oster 9383. L. Tfiskovä, S t a t i s t i c a l p r o p e r t i e s of e c h o e s f r o m m e t e o r i c t r a i l s d u r i n g f o r w a r d s c a t t e r i n g a t 4 0 M H z . Studia 10 475—480. 9384. R. P. Tschebotarjow, Ü b e r d i e e i n d e u t i g e E n t f e r n u n g s m e s s u n g d e r M e t e o r e . Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 47 S. 3—6 (russ. mit engl. Ref.). 9385. J. F. Vedder, M i n o r o b j e c t s i n t h e s o l a r s y s t e m . Space Sei. Rev. 6 365—414. 9386. F. Verniani, P h y s i c a l c h a r a c t e r i s t i c s of 3 2 0 f a i n t r a d i o m e t e o r s . J G R 71 2749—2761. 9387. F. Verniani, M e t e o r Nr. 219, 9 + 46 S.

masses

and

luminosity.

SAO Special

Rep.

9388. V. Znojil, M e t e o r s i g h t i n g p r o b a b i l i t y a n d t h e p r o b l e m of t h e a c t u a l n u m b e r of m e t e o r s . BAC 17 287—293. — Es wird die Frage nach der Wahrnehmungswahrscheinlichkeit bei Meteoren behandelt. Sie dient zur Bestimmung der tatsächlichen Meteoranzahlen, aus denen die Verteilungsfunktion abgeleitet werden kann. Verf. ist der Ansicht, daß nur statistische Betrachtungen sichere Anzahlen bei teleskopischen Meteoren liefern können. Ho. 9389. M e t e o r i t i s c h e M a t e r i e i n d e r E r d a t m o s p h ä r e . Herausgegeben von W. W. F e d y n s k i j . Moskau, «Nauka», 1966. 106 S. Preis 47 Kop. (russ.). 9390. P r o b l e m e d e r k o s m i s c h e n P h y s i k . Zwischenbehördl. Wiss. Sammelwerk. H e f t 1. M e t e o r e . Kiew, Univ. Kiew, 1966. 179 S. Preis 70 Kop. (russ.).

542

X . Interplanetare Objekte

66, 1966

9391. D i e E r f o r s c h u n g d e r M e t e o r e . N r . 1. Moskau, «Nauka», 1966. 163 S. Preis 98 Kop. (russ.). * * P h y s i c s of C o m e t s p l e w a . Vgl. Ref. 91101.

and

M e t e o r s . Herausgegeben von W. P. K o n o -

* * P h y s i k d e r K o m e t e n u n d M e t e o r e . Vgl. Ref. 91102. 9392. Beobachtungen und Mitteilungen über einzelne Meteore AN 289 71—79 = Mitt. Sternw. Babelsberg Nr. 27. Die streifende Feuerkugel vom 14. J a n u a r 1965. H . O l e a k . — Es wird über den seltenen Fall einer sehr hellen und streifend die Atmosphäre durchziehenden Feuerkugel berichtet. Aus rund tausend Augenzeugenberichten wurden folgende Bahndaten abgeleitet: Das Meteor überquerte den Ort 1.7 AE). Die Größe des Körpers wurde aus seiner Helligkeit auf ein bis fünf Meter abgeschätzt. Verf. BAA Circ 471. Fireball 1965 December 24. BAA Circ 472. Fireball 1966 April 3. BAC 17 195—206. Complete data on iron meteoroid (meteor 36221). Z. Cep l e c h a . — Es werden komplexe Angaben von Ergebnissen aus den Beobachtungen des hellen (-10"?3) Eisenmeteors von 1962 Sept. 26 gemacht, der auf vier Platten der Stationen Ondfejov und Priice, in Ondfejov auch mit einem Objektivgitter von 58 A/mm Auflösung, beobachtet wurde. Es wurden 189 Spektrallinien an 11 Punkten der Spur gemessen. Gü-Li Coelum 34 24. Bolide. — 1965 Dez. 8. Coelum 34 25, 57, 149, 183. Meteore. Coelum 34 184. Oggetti luminosi. — Treviso, 1966 Sept. 22. HeD 63 51—52 = Repr. Meteor Section Netherlands Ass. Astr. Meteorol. Nr. 44. — Vgl. A J B 65 Ref. 9390. H e D 64 283. De frequentie van meteoroiden in de nabijheid van de Aarde. F. I s r a e l . J O 49 375—385. Le bolide du 16 aoüt 1965. G. G u i g a y . J RAS Canada 60 257—259. The bolide of September 17, 1966. I. H a l l i d a y . — Ontario. Meteoor 22 5—6. Een zeer heldere meteoor. B. v a n d e K e r c k h o v e . — 1965 Okt. 4. Meteoor 22 45—46. De vuurbol van 4 januari 1966. G. P. K ö n n e n . MN ASSA 25 68. A bright meteor. — Angola, 1966 Juli 15. Orion Schaffhausen 11 137. Funkensprühender Meteor. A. K ü n g , G. W e m a n s . — St. Margarethen, 1966 Mai 21. Orion Schaffhausen 11 148. Sehr heller Meteor. K . E c k s t e i n . — Schaffhausen, 1965 Aug. 19. Orion Schaffhausen 11 166. Feuerball am Tageshimmel. R . D i e t h e l m . — Winterthur, 1966 Juni 11. Priroda 55 Nr. 11 S. 88 (russ.). Ein Bolid über dem Ural. L. A. F e d o r o w . — 1966 März 30. Probleme Kosm. Phys. Zwischenbehördl. Wiss. Sammelwerk 1966 Nr. 1 S. 75 —89 (russ. mit engl. Ref.). Bahn, Leuchten und Spektrum des Boliden vom 5. Juli 1962. E. N. K r a m e r . — a = 2.815 AE, e = 0.64, i = 9°21', q = 1.0167 AE. Sei. American 215 Nr. 3 S. 109. Fallen christmas star. Sky Tel. 31 78—79, 82. Great Lakes fireball.

66, 1966

93. Meteore

543

Sky Tel. 81 324—326. Splendid April 25th fireball. Sky Tel. 32 313. Infrasonic observations of a fireball. — 1966 Sept. 17. Sterne 42 91—99. Die Amateurbeobachtungen der streifenden Feuerkugel vom 14. J a n u a r 1965. H . O l e a k . VdS Nachr. 15 21—22. Meteorbeobachtungen. P. S t o l z e n . VdS Nachr. 15 46—47. Meteor-Beobachtungen. R . S a u e r m o s t . VdS Nachr. 15 69. Zur Meteorbeobachtung vom 14. Dezember 1965. C. S i e g e n t h a l e r . VdS Nachr. 15 69. Meteor-Beobachtung. P. S t o l z e n . Vgl. Ref. 9389 S. 69—80 (russ.). Ein Bolid über dem Ural. I. T. S o t k i n . — 1956 Febr. 1. Einzelne Meteorströme 9393. Aquariden Meteoor 22 42—43. Vgl. Ref. 9398. Sky Tel. 32 233—236. Many observers watch summer meteors. 9394. Draconiden AC Nr. 390 S. 1 (russ.). Die Draconiden 1966. I. S. A s t a p o w i t s c h , Terentjewa. Meteoor 22 44—45. De Iota-Draconiden 1965. G. P. K ö n n e n .

A. K .

9395. Geminiden Kometen Meteore Nr. 14 S. 19—23 (russ. mit engl. Ref.). Radarbeobachtungen der Geminiden 1964. E. I. F i a l k o , R . I. M o j s j a , W. I . M e l n i k , G. I . K o l o m i j ez. MN 133 309—319. Radio-echo observations of the major-time meteor streams. I I . Geminids. A. R . W e b s t e r , T. R . K a i s e r , L. M. G. P o o l e . — Die Ergebnisse von Radioechobeobachtungen der Geminiden bei 17 MHz im Dezember 1962 und 1963 werden vorgelegt. Zusätzlich zum erwarteten Geminidenstrom wurde im Dez. 1962 eine weitere Aktivitätsspitze mit einem abweichenden Radianten festgestellt. F ü r sämtliche Meteore beider Radianten wurden für den Bereich von 6"?8 bis 8™3 die Helligkeitsverteilungen als Funktion der Sonnenlänge bestimmt. Henn Sky Tel. 31 184. News of meteor showers. 9396. Herculiden Sky Tel. 32 49. Zeta Herculid meteors. K . R . P o l l e y . 9397. Leoniden AC Nr. 356 S. 1—2 (russ.). Photographische Beobachtungen der Leoniden 1965. H . G u l m e d o w , L. N a s y r o w a . AC Nr. 362 S. 1—3 (russ.). Radarbeobachtungen der Leoniden 1965. M. K . N a s a r e n k o , R . G. L a s a r e w . AC Nr. 395 S. 1 (russ.). Die Leoniden 1966. I. S. A s t a p o w i t s c h , A. K . Terentjewa. AC Nr. 395 S. 1 (russ.). Beobachtungen der Leoniden 1966. M. L. D i w i n s k i j . BAA Circ 480. The Leonid meteors, 1966. BAA Circ 481. The Leonids, 1966. BAC 17 86—89. Velocity measurements of the Leonids 1964. M. S i m e k . — Die Beobachtungen erfolgten mittels Radar 1964 Nov. 16 und 17. Von 62 Meteoren wurden 43 den Leoniden zugeordnet. Die Mittel der im einzelnen ziemlich stark streuenden Geschwindigkeiten stimmen mit den aus den Bahnelementen des Stromes berechneten Werten gut überein. C. H .

544

X. Interplanetare Objekte

66, 1966

E u W 2 Nr. 4 S. 29—31 (russ.). Der mit den Leoniden in Zusammenhang stehende Komet. A. N. S i m o n e n k o . HeD 64 282. Leoniden opgevangen. F. I s r a e l . IAU Circ 1981. Leonid meteors 1966. J G R 71 5689—5693. Sampling with a Luster sounding rocket during a Leonid meteor shower. N. H. F a r l o w , M. B. B l a n c h a r d , G. V. F e r r y . — Mit einer Höhenrakete wurde 1965 Nov. 16, also während des Leonidenfalls, ein Gerät zum Sammeln von Partikeln > 0.5 fi auf 145 km Höhe gebracht und für 206 sec in der Nähe des Bahnscheitels dem Befall ausgesetzt. Von 43 aufgesammelten Partikeln, die elektronenmikroskopisch untersucht wurden, erwiesen sich nur 4 größer als 9 ju von kosmischer Herkunft; das ist bedeutend weniger, als sich aus Mikrometeoritenzählungen der sowjetischen Venussonde (1961 y) und des Satelliten Vanguard 3 (1959 r?) ergeben hatte. Gü-Li Kometen Meteore Nr. 14 S. 24—37 (russ. mit engl. Ref.). Die Leoniden. I. S. A s t a p o w i t s c h , A. K. T e r e n t j e w a . — Aus europäischen und fernöstlichen Chroniken werden historische Daten über das Auftreten der Leoniden in der Vergangenheit zusammengestellt, einige Fragen der Bewegung der Ortho- und Clino-Leoniden, der räumlichen Struktur, der Dichte, der Inhomogenitäten im Strom, ihrer integralen Masse und der «Bündel» im Strom diskutiert, über die Ergebnisse der von den Verf. speziell organisierten Expeditionen zur visuellen Beobachtung der Leoniden 1964 und 1965 berichtet und auf die Hauptprobleme der Erforschung der Leoniden im Zusammenhang mit ihrem gegenwärtigen Periheldurchgang eingegangen. Verf. (ü.) Meteoor 22 3. De Leoniden zijn toch teruggekeerd!! J . v a n D i g g e l e n . Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1966 Nr. 2 S. 125 (russ.). Beobachtungen der Leoniden 1964 und der Lyriden 1965. A. P. S a w r u c h i n . — Ref. in R J UdSSR 1966 9.51.563. Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1966 Nr. 6 S. 128—129 (russ.). Visuelle Beobachtungen der Drift von Meteorspuren im November 1965. A. A r u t j u n o w a . — Ref. aus R J UdSSR 1967 7.51.650: Verf. teilt Ergebnisse visueller Beobachtungen der Driften stabiler Spuren während des Maximums der Leoniden-Aktivität im Nov. 1965 mit. Die mittlere Driftgeschwindigkeit betrug 85 m/sec. Verschiebungen nach S - W und N - W - N herrschten vor. Kra. Obs 86 35—36. Some remarks concerning the e Leonid and micrometeoroid showers. C. H o f f m e i s t e r . Obs 86 209. Some remarks concerning the e Leonid and micrometeoroid showers. C. M. B o t l e y . Sky Tel. 31 58—59. Many Leonids observed. Sky Tel. 31 112—115. Vgl. Ref. 9399. Sterne 42 76. Starke Erscheinungen der Leoniden im November 1965. C. H o f f m e i s t e r . 9398. Lyriden Meteoor 22 42—43. De Lyriden en de Eta-Aquariden 1964. G. P. K ö n n e n . Nachr. Akad. Wiss. Turkmen. SSR (Phys.-Techn., Chem., Geol.) 1966 Nr. 2 S. 125 (russ.). Vgl. Ref. 9397. Sky Tel. 31 380. Notes on the Lyrid meteor shower. Sky Tel. 32 237. Unexpected meteor shower from Lyra. S. D v o r a k . 9399. Orioniden Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—42 S. 31—36 (russ. mit engl. Ref.). Die Spur eines Orionidenmeteors. U. S c h o d i j e w . — Verf. teilt die Ergebnisse der Untersuchung des leuchtenden Schweifes eines Orioniden mit. Die Beobachtungen wurden in der Nacht vom 23./24. Oktober 1963 gemacht. Für 9 Punkte des Schweifes werden Driftgeschwindigkeiten und Richtungen bestimmt, wobei

66, 1966

93. Meteore

545

zwischen dem oberen und unteren Teil unterschieden wird. So konnten die mit der Höhe unterschiedlichen Windverhältnisse abgeleitet werden. Auch der Diffusionskoeffizient konnte bestimmt werden. Ho. Sky Tel. 31 112—115. Observations of three meteor showers. Sky Tel. 32 386. Orionid meteors — 1966. 93100. Quadrantiden Meteoor 22 31—33. Fotografische waarnemingen van de Quadrantiden van 1965. J . D e g e w i j . Meteoor 22 50—52. De Quadrantiden 1965. G. P. K ö n n e n . Sky Tel. 31 184. Vgl. Ref. 9395. 93101. Perseiden Abh. Staatsuniv. Leningrad Nr. 330 S. 50—57 = Publ. Astr. Obs. Leningrad 23 50—57 (russ. mit engl. Ref.). Über zwei Perseidenspektren. W. A. H a g e n Thorn. BAC 17 94—95. Vgl. Ref. 7813. Bull. Inst. Astrophys. Duschanbe Nr. 41—42 S. 26—30 (russ. mit engl. Ref.). Spektrale Energieverteilung und Farbenindex eines Meteors. W. I. I w a n i k o w . — Ein in Duschanbe im August 1958 mit Hilfe einer NAFA-Kamera mit Objektivprisma (Brechungswinkel 25°) erhaltenes Spektrum eines Perseiden wurde durch Anschluß an die Spektren der Sterne a Lyr, a Cyg und 0'27 mitgeteilt. Gleichzeitig wird eine Zusammenstellung der Plattenzentren der bisher insgesamt 200 durchmusterten Regionen gegeben, deren Lage in einer Figur veranschaulicht ist. Weiterhin wird die Verteilung der im Laufe des Beobachtungsprogramms neuentdeckten 130 Sterne mit Eigenbewegungen 0?75/a dargestellt. Henn 10211. 0 . J . Gregul, B e s t i m m u n g d e r E i g e n b e w e g u n g e n in R e k t a s z e n s i o n v o n 79 p o l n a h e n S t e r n e n . Bote Univ. Kiew Nr. 7 (Astr.) S. 111—118 (ukrain. mit russ. Ref.). — Die Rektaszensionen von 79 polnahen Sternen, die 1956 bis 1961 am Kiewer Meridiankreis gemessen wurden, werden mit den von F. J . Fabritius 1879—1882 gemessenen Rektaszensionen verglichen, um daraus die Eigenbewegungen der Sterne in a abzuleiten. Beide Beobachtungsreihen wurden in das N 30-System transformiert und auf das Äquinoktium 1950.0 umgerechnet. Die erhaltenen Eigenbewegungen in a werden mit denen anderer Kataloge verglichen. Verf. (ü.) 10212. J . Ikaunieks, E i g e n b e w e g u n g e n v o n r o t e n R i e s e n . Publ. Astrophys. Lab. Riga 10 5—94 (russ. mit engl. Ref.). — Am Astrophys. Lab. Riga wurden 556 neue Eigenbewegungen bestimmt und 765 bekannte, auf Meridiankreis- und photographischen Beobachtungen beruhende Eigenbewegungen roter Riesen überprüft. 45 Sterne wurden eigens photographisch beobachtet. Alle Eigenbewegungen sind im GC-System für 1950.0. Die von anderen Astronomen f ü r 376 Sterne bestimmten Eigenbewegungen wurden auf das GC-System für 1950.0 reduziert. Verf. (ü.) 10213. P. van de Kamp, T h e s e a r c h f o r p e r t u r b a t i o n s in s t e l l a r p r o p e r m o t i o n s . Vgl. Ref. 1309 S. 215—218. 10214. W. J . Luyten, F a i n t s t a r s w i t h l a r g e p r o p e r m o t i o n s . N e w w h i t e d w a r f s . Publ. Astr. Obs. Univ. Minnesota 3 Nr. 17, 10 S.; Nr. 18, 12 S. 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 . I X . S i x r e g i o n s in t h e H y a d e s . Sonderdruck Obs. Univ. Minnesota, Minneapolis, Mai 1966. 23 S. — I n Forsetzung einer früheren Arbeit (vgl. A J B 66 Ref. 10215) werden Eigenbewegungen für 1617 Sterne mitgeteilt, die auf 6 weiteren Plattenpaaren (Zentren (1855): 3 h 54 m , +24°; 4 h 20™, +24°; 4 h 46™, +24°; 4 h 0 m , +18°; 4 h 48 m , +18°; 4 h 48 m , +12°) mit Epochendifferenzen von 10 bis 13 Jahren gemessen wurden. Henn

102. Bewegung

«6, 1966

573

10216. W. J. Luyten, P r o p e r M o t i o n S u r v e y w i t h t h e f o r t y - e i g h t i n c h S c h m i d t t e l e s c o p e . X . T h e s o l a r m o t i o n f o r v e r y f a i n t s t a r s . Sonderdruck Obs. Univ. Minnesota, Minneapolis, Juni 1966. 5 S. — Aus 14420 schwachen Sternen (10 m 0—21 m o) mit großer Eigenbewegung (p > 0?05/Jahr) wird der Apex der Sonnenbewegung in Bezug auf diese Gruppe abgeleitet. Er ist unabhängig von der scheinbaren Helligkeit der Sterne und hängt nur schwach von der Eigenbewegung der Sterne ab. Es ergeben sich Apexkoordinaten von A = 280°, D = +33° für 0Í05 < n < O'IO bis A = 292°, D = +41° für ß > 0?40. Für verschiedene Gruppen extrem schwacher Sterne werden die zugeordneten Apexrichtungen abgeleitet und diskutiert. Wn. 10217. W. J . Luyten, J.H.Anderson, 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 forty-eight inch Schmidt telescope. X I . F i v e north polar regions. Sonderdruck Obs. Univ. Minnesota, Minneapolis, Dez. 1966. 30 S. 10218. W. J . Luyten, J . A. Smith, A s e a r c h f o r f a i n t b l u e s t a r s . X X X V I I . P r o p e r m o t i o n s f o r 1 3 3 f a i n t b l u e s t a r s . Sonderdruck Obs. Univ. Minnesota, Minneapolis, Juni 1966. 4 S. — Enthält die Eigenbewegungen eines Feldes von Sternen, deren photoelektrische Messung geplant ist, sowie die von 12 Quasaren. hz * * W. J . Luyten, H. S. Hughes, A s e a r c h f o r f a i n t b l u e s t a r s . X L I . P r o p e r m o t i o n s f o r 3 2 2 f a i n t b l u e s t a r s in P r a e s e p e . Vgl. Ref. 14140. * * S. Primkulow, D i e E i g e n b e w e g u n g e n v o n S t e r n e n im G e b i e t V e r ä n d e r l i c h e n S U U M a u n d A Y L y r . Vgl. Ref. 12482.

der

10219. L. W. Shukow, On t h e r e d u c t i o n o f r e l a t i v e p h o t o g r a p h i c p r o p e r m o t i o n s t o a b s o l u t e p r o p e r m o t i o n s . A J UdSSR 43 1107—1110 (russ. mit engl. Ref.). — Veröffentlichung neuer Tabellen. 10220. P. Tempesti, R. Cristaldi Campisi, M. Celebre, S t e l l e c o n f o r t e m o t o p r o p r i o d e l l a Z o n a A s t r o g r a f i c a di C a t a n i a . Mem SA I t (NS) 37 6 5 — 118 = Oss. Astrofis. Catania Pubbl. (NS) Nr. 83. — Von 20 Sternen des Luytenschen Katalogs, deren E B größer als 0Í5 pro Jahr sind, haben Verf. unter Verwendung alter Catania-Platten genaue E B abgeleitet. Ferner wurden die Eigenbewegungen von 102 Sternen mit E B > 0Í02 bestimmt. Loh. 10221. L. F. Tschernijew, P r o p e r m o t i o n s in d e c l i n a t i o n o f 1 2 5 c i r c u m p o l a r s t a r s . Vgl. Ref. 3148 S. 73—77 (russ. mit engl. Ref.). — Die hier abgeleiteten Eigenbewegungen stützen sich auf Beobachtungen von Ditschenko (1893— 1894), Djukow (1920) und des Verf. (1950—1951). Alle Kataloge wurden auf das Äquinoktium 1950.0 und das FK3-System reduziert. Loh. Radialgeschwindigkeit 10222. K. D. Abhyankar, R a d i a l v e l o c i t i e s o f 63 G- a n d K - t y p e Contr. Nizamiah Obs. Nr. 2, 12 S „ 1964. * * A.-M. Delplace, E t u d e C T a u r i . Vgl. Ref. 104190. * * D.S.Evans, Vgl. Ref. 10337.

des

Fundamental

10223. C. Fehrenbach, S t e l l a r

variations data

radial

for

de

la

southern

vitesse stars

stars.

radiale (sixth

de

list).

v e l o c i t i e s . ASP Leaflet Nr. 448, 8 S.

10224. C. Fehrenbaeh, M. Duflot, J . Boulon, E. Rebeirot, C. Lanoe, L a m e s u r e des v i t e s s e s r a d i a l e s au p r i s m e o b j e c t i f . X I X . L i s t e de 8 9 3 v i t e s s e s

574

X I . Sterne

66, 1966

r a d i a l e s d é t e r m i n é e s a u p r i s m e o b j e c t i f à v i s i o n d i r e c t e . J O 49 155—214 = Publ. Obs. H a u t e Provence 8 Nr. 25. — Es werden 893 Radialgeschwindigkeiten veröffentlicht, die mit dem kleinen Objektivprisma des Obs. H a u t e Provence in 16 Feldern bestimmt wurden (meist in Selected Areas; 7 Felder liegen nahe der galaktischen Ebene). Wie in früheren Veröffentlichungen werden auch MK-Typen und Anzahl sowie Qualität der Radialgeschwindigkeitsmessungen gegeben. Gli. * * E. Rebeirot, L a m e s u r e d e s v i t e s s e s r a d i a l e s a u p r i s m e X V I I I . C l a s s i f i c a t i o n s s p e c t r a l e s et m e s u r e de v i t e s s e s d e 112 é t o i l e s s i t u é e s d a n s P r a e s e p e . Vgl. Ref. 14151.

objectif. radiales

10225. A. D. Thackeray, R a d i a l v e l o c i t i e s of s o u t h e r n B s t a r s d e t e r m i n e d a t t h e R a d c l i f f e O b s e r v a t o r y . IV. T h e Sco-Cen a s s o c i a t i o n . Mem RAS 70 33—51. — Ref. in MN 134 418. — I n Fortsetzung dreier früherer Veröffentlichungen (vgl. A J B 55 Ref. 9216, 57 Ref. 9208 und 63 Ref. 10225) werden die Radialgeschwindigkeiten von 73 weiteren südlichen B-Sternen der Scorpius-Centaurus-Assoziation mitgeteilt. Gü-Li 10226. A.D.Thackeray, R a d i a l v e l o c i t i e s of t h r e e s t a r s . MN ASSA 25 35—36. — Betrifft H D 96586, 96704 und 97319 in Carina. AJB AJB AJB AJB AJB AJB

63 64 65 65 65 65

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

10217 = Nizamiah Obs. Repr. Nr. 41. 10203, 10204 = Nizamiah Obs. Repr. Nr. 39, 40. 10205 = Nizamiah Obs. Repr. Nr. 42. 10219 = Commun. European Southern Obs. Nr. 6/1. 10220 = Commun. European Southern Obs. Nr. 6/II. 10224 = Mt. Stromlo Obs. Repr. Nr. 123.

§ 103 Helligkeit, Farbe * * G.Ackermann, W.Hermann, O b j e k t e n . Vgl. Ref. 10404.

Untersuchungen

an

extrem

roten

10301. L. H. Aller, D. J. Faulkner, R. H. Norton, P h o t o e l e c t r i c s p e c t r o p h o t o m e t r y of s e l e c t e d s o u t h e r n s t a r s . A p J 144 1073—1100 = Astr. Papers Univ. California Los Angeles 5 Nr. 1 = Mt. Stromlo Obs. Repr. Nr. 141. — Am Mt. Stromlo Obs. und seiner Außenstation Mt. Bingar wurden von Südsternen durch Vergleich mit geeigneten nördlichen Eichsternen Energieverteilungen von 3400 bis 5870 À bei einer Auflösung von 12 A gemessen. Zur Aufzeichnung der Spuren diente eine von Liller konstruierte Apparatur. Alle Beobachtungen wurden auf Okes Programmstern f 2 Cet bezogen, der wegen der Breite der australischen Observatorien — anstatt a Lyr — als Fundamentaleichstern in der Energieverteilung gewählt wurde. Die zufälligen Fehler betragen für X < 3600 A ± 2 % , f ü r 3600 < l < 5500 A ± 1 % und f ü r X > 5500 A ± 5 % . Vergleiche mit entsprechenden Ergebnissen von Bahner, Code und Oke zeigen — außer im UV von a Leo und 58 Aql — gute Übereinstimmung. Sehr. 10302. I. Appenzeller, P o l a r i m e t r i s c h e , p h o t o m e t r i s c h e u n d s p e k t r o s k o p i s c h e B e o b a c h t u n g e n v o n S t e r n e n i m C y g n u s u n d O r i o n . ZfA 64 269—295 = Veröff. Univ.-Sternw. Göttingen Nr. 144. — Für 320 Sterne im Cygnus und Orion wurden in Göttingen und mit dem um seine optische Achse drehbaren Polarisationsteleskop des Yerkes Observatoriums Polarisationsmes-

66, 1966

103. Helligkeit, Farbe

575

sungen von hoher Genauigkeit gewonnen. Zur Kontrolle der systematischen Beobachtungsfehler wurde ein System von 20 polarimetrischen Standardsternen aufgestellt. Genaue Polarisationsdaten für diese Sterne werden angegeben. F ü r diejenigen Sterne des Beobachtungsprogramms, f ü r die keine entsprechenden Daten in der Literatur gefunden werden konnten, wurden UBV-Farbenindizes und MK-Spektraltypen bestimmt. Verf. 10303. A . N . Argue, U B V p h o t o m e t r y of 5 5 0 F , G a n d K t y p e s t a r s . MN 133 475—493 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 143 = Contr. Cambridge Obs. Nr. 62. — Mit vorliegender Arbeit wird das 1962 am K i t t Peak Obs. begonnene Programm (vgl. A J B 63 Ref. 10301) abgeschlossen. Aus einer Beobachtungsserie, die 1964 Sept.—Dez. erhalten wurde, werden Helligkeiten und Farben im UBV-System f ü r 550 Sterne der Spektraltypen F, G und K ( I - V ) abgeleitet und Vergleiche mit der E-Regionen-Photometrie des Cape Obs., dem AxizonaTonantzintla-Katalog sowie den Beobachtungen von 1962 angestellt. Henn 10304. A. Azusienis, V. Straizys, Nr. 352 S. 1—3 (russ.).

Bemerkungen

zum

UBV-System.

AC

10305. A. Aiusienis, V. Straizys, T h e c o r r e c t i o n s of r e s p o n s e c u r v e s a n d p a r a m e t e r s of t h e U , B , V s y s t e m . Astr. Obs. Biul. Vilnius Nr. 16 S. 3—23 (russ. mit litau. und engl. Ref.). 10306. A. Azusienis, V. Straizys, T h e c o r r e c t i o n s of r e s p o n s e c u r v e s a n d p a r a m e t e r s of t h e U , B , V s y s t e m . I I . C o l o r - i n d i c e s . Astr. Obs. Biul. Vilnius Nr. 17 S. 3—23 (russ. mit litau. und engl. Ref.). — I n h a l t : 1) Die Energieverteilung in Sternspektren; 2) Vergleich der berechneten und beobachteten Farbenindizes; 3) Systematische Unterschiede der Farbenindizes U - B zwischen den verschiedenen Katalogen von Johnson; 4) Der Zusammenhang zwischen dem Winterund Sommer-U, B, V-System; 5) Der Einfluß der roten Lücke auf die Farbenindizes; 6) Über die Reduktion der Farbenindizes des U, B, V-Systems auf Atmosphärenfreiheit. Ra. 10307. A. Aiusienis, V. Straiiys, T h e c o r r e c t i o n s of r e s p o n s e c u r v e s a n d p a r a m e t e r s of t h e U , B , V s y s t e m . I I I . C o l o r - e x c e s s e s a n d r e d d e n i n g l i n e s . Astr. Obs. Biul. Vilnius Nr. 18 S. 3—24 (russ. mit litau. und engl. Ref.). — Inhalt: Die Totalabsorptionen Au, AB und Ay; die Farbenexzesse B U - B und EB_V; die Rötungslinien im ( U - B ) — ( B - V ) - D i a g r a m m ; der Einfluß der Rotdurchlässigkeit des U-Filters auf die Rötungslinie; die Abhängigkeit der berechneten Neigungen der Rötungslinien vom Gesetz der interstellaren Absorption; Vergleich der berechneten Neigungen der Rötungslinien mit den Ergebnissen anderer Verf. Loh. 10308. A. AZusienis, V. Straizys, J . Südzius, T h e c o r r e c t i o n s of r e s p o n s e c u r v e s a n d p a r a m e t e r s of t h e U , B , V s y s t e m . V. T h e d e p e n d e n c e of t h e s l o p e of r e d d e n i n g l i n e s o n s p e c t r a l c l a s s , d e r i v e d f r o m o b s e r v a t i o n a l d a t a . Astr. Obs. Biul. Vilnius Nr. 18 S. 34—67 (russ. mit litau. und engl. Ref.). — Hierzu veröffentlichen Verf. zahlreiche Diagramme und diskutieren Darstellungen der Form U - B = a + b ( B - V ) + c ( B - V ) 2 . Loh. 10309. P. E. Bamhart, W. E. Mitchell jr., S o m e r e s u l t s of s t e l l a r n a r r o w - b a n d p h o t o m e t r y . A J 71 378. — Ref. AAS.

infrared

10310. P. E. Barnhart, W. E. Mitchell jr., I n f r a r e d s t e l l a r photometry. Contr. Perkins Obs. (2) Nr. 16, 12 + 157 S. — Die Arbeit behandelt den Stand der Infrarotphotometrie im allgemeinen und die Perkins-Messungen bei 2.2 und 3.7 ¡x im besonderen. Die mit der Erprobung, Anwendung und Kalibrierung des Photometers verbundenen Probleme werden besprochen. Durch Sternvergleiche werden Helligkeitsdifferenzen von 84 Sternen überwiegend späten Typs erhalten und die

576

X I . Sterne

66, 1966

atmosphärischen Absorptionen untersucht. Die vorhandenen Meßreihen bei 10 ß werden gesondert studiert, wobei sich der Verdacht der Veränderlichkeit mehrerer Sterne erhärtet. Ein weiteres Kapitel vergleicht die I n f r a r o t f a r b e n m i t den theoretischen Ergebnissen aus schwarzen u n d grauen Näherungen. Johnsons neu revidierte Temperaturskala p a ß t besser zu den D a t e n über Blanketing u n d Gesamtabsorptionskoeffizienten. Die Beiträge der verschiedenen Sterntypen zur Himmelshelligkeit bei 10 fi werden abgeschätzt u n d die Eignungen verschiedener Detektoren zur Auffindung infraroter Sterne verglichen. Der Anhang gibt eine Liste von 530 Sternen, die als stärkste 10 /¿-Strahler v e r m u t e t werden, u n d Tafeln infraroter Farbenindizes. hz 10311. B. Baschek, O n t h e i n f l u e n c e of s u r f a c e g r a v i t y o n U B V c o l o u r s o f G - t y p e s t a r s . Vgl. Ref. 1339 S. 701—704 = Sonderdruck I n s t . Theoret Phys. u n d Sternw. Univ. Kiel. 10312. W.Becker, T h r e e - c o l o u r p h o t o m e t r y of f a i n t s t a r s i n a n d h i g h l a t i t u d e f i e l d s . Vgl. Ref. 1312 S. 358—366.

galactic

10313. J. Berger, F a i b l e s o b j e c t s b l e u s o b s e r v é s d a n s u n c h a m p v o i s i n d u P ô l e N o r d G a l a c t i q u e . CR (B) 262 652—655 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 339. — I n einem Feld von 36 Quadratgrad Größe in der N ä h e des galaktischen Nordpols wurden mit dem 48'-Schmidt-Spiegel des Mt. P a l o m a r nach der Haro-Luyten-Methode 847 blaue Objekte beobachtet. F ü r 242 Objekte m i t U - V < - 0 ? 2 wurden die A log N//Im bis zur 19. Größe betrachtet u n d Übereins t i m m u n g m i t den W e r t e n gefunden, die Richter (vgl. A J B 65 Ref. 10346) in einer anderen polnahen Region bestimmte. Gli. 10314. S. van den Bergh, A s e a r c h f o r q u a s i - s t e l l a r b l u e o b j e c t s . A J 401. — Ref. AAS.

71

10315. S. van den Bergh, O b s e r v a t i o n s of f a i n t b l u e o b j e c t s . A p J 144 866—868 = Commun. David D u n l a p Obs. Nr. 136. — Verf. berichtet über die Beobachtungen schwacher blauer Objekte in einem 2.6 Quadratgrad großen Feld in der N ä h e von M31. I n s t r u m e n t e waren der 52"-Spiegel in T a u t e n b u r g u n d der 48'-Spiegel auf dem Mt. Palomar. Wenigstens drei der 31 Objekte mit U - B < -0™5 machen einen nebligen Eindruck u n d d ü r f t e n daher außergalaktischer H e r k u n f t sein. Ein «stellares» Objekt ist sehr hell in U u n d langsam veränderlich. Loh. 10316. J . H. Bigay, 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 t r o i s couleurs ( 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 40. CR (B) 262 1570—1573 = Publ. Obs. H a u t e Provence 8 Nr. 28. — Die sich aus der Photometrie von F r ü h t y p s t e r n e n (B0—A0) ergebenden interstellaren Absorptionen nehm e n im allgemeinen rasch mit der E n t f e r n u n g der Sterne zu, streuen aber sehr stark. Dies ist vermutlich der unregelmäßigen S t r u k t u r der interstellaren Materie zuzuschreiben. Ähnliches gilt auch f ü r SA 64 (vgl. folgendes Ref.). Loh. 10317. J . H. Bigay, P h o t o m é t r i e p h o t o é l e c t r i q u e d ' é t o i l e s B d a n s l a S e l e c t e d A r e a 64. CR (B) 263 214—217 = Publ. Obs. H a u t e Provence 8 Nr. 29. — Vgl. voriges Ref. 10318. A.Bogdanovicius, V. Straizys, T h e c o r r e c t i o n s of r e s p o n s e c u r v e s a n d p a r a m e t e r s of t h e U , B , V s y s t e m . I V . O n t h e d e p e n d e n c e of s l o p e of t h e r e d d e n i n g l i n e s o n g a l a c t i c l o n g i t u d e . Astr. Obs. Biul. Vilnius N r . 18 S. 25—33 (russ. m i t litau. u n d engl. Ref.). — N u r kleinere Unterschiede deuten sich an. Loh. 10319. B. J . Bok, T h e s e a r c h f o r f a i n t - b l u e s t a r s . Vgl. Ref. 1312 S. 228. — Ref.

66, 1966

103. Helligkeit, Farbe

577

10820. F. Börngen, B l a u e O b j e k t e i n e i n e m F e l d b e i - 2 2 ° g a l a k t i s c h e r B r e i t e . Mitt. Karl-Sehwarzschild-Obs. Tautenburg Nr. 28, 4 S. — Unter 195 gemessenen Sternen sind 7 blauer als U - B = -0"V25. hz 10321. A. Braccesi, M. Ceccarelli, R. Fanti, C. Giovannini, A. Ficarra, On r a d i o e m i s s i o n f r o m b l u e s t e l l a r o b j e c t s . A p J 144 821—822. — Entgegen den Beobachtungen von Dickel und McVittie konnte am Ort des blauen stellaren Objektes (BSO) Nr. 14 der Sandage-Véron-Liste keine Radioquelle stärker als 0.3 F. U. registriert werden. Bro. 10822. R. Canavaggia, O b s e r v a t i o n s e n s i x c o u l e u r s d ' é t o i l e s F , G e t K a n a l y s é e s du p o i n t de vue des é f f e t s du r o u g i s s m e n t i n t e r s t e l l a i r e e t d e l a c o m p o s i t i o n c h i m i q u e . Vgl. Ref. 1812 S. 256—261. 10323. R . D . C a n n o n , L i g h t v a r i a t i o n s i n a n i n f r a - r e d o b j e c t . Obs 86 150—152. — Von dem von Neugebauer, Martz und Leighton (vgl. A J B 65 Ref. 10341) entdeckten infraroten Objekt wurden im Dezember 1965 und März 1966 weitere Beobachtungen erhalten. Sie zeigen bei Wellenlängen um 5500 A eine merkliche Helligkeitsänderung. Henn 10324. P. S. Conti, A. J . Deutsch, C o l o r a n o m a l i e s a n d m e t a l d e f i c i e n c i e s i n s o l a r - t y p e d i s k - p o p u l a t i o n s t a r s . A p J 145 742—758. — F ü r die große Mehrzahl der gelben Zwerge der Scheibenpopulation ist ein Metalldefizit nicht der bedeutendste unmittelbare Grund für die beobachteten Unterschiede zwischen mittleren Linienstärken und photometrischen Indizes. Zweifellos bewirken Unterschiede in der Mikroturbulenz die HauptefFekte. Die Farbenanomalien erlauben daher nur dann eine Bestimmung des Metalldefizits, wenn die Mikroturbulenz eine empfindliche Funktion der Metallhäufigkeit ist. Das scheint jedoch nicht der Fall zu sein. Verf. (ü.) 10325. P. M. Corben, P h o t o e l e c t r i c m a g n i t u d e s a n d c o l o u r s f o r b r i g h t s o u t h e r n s t a r s . MN ASSA 25 44—51. 10326. A. W. J . Cousins, M e t h o d s of o b s e r v a t i o n a n d r e d u c t i o n of p h o t o m e t r i c o b s e r v a t i o n s a t t h e C a p e O b s e r v a t o r y . MN ASSA 25 100—102.

10327. A. W. J . Cousins, O n s t a n d a r d m a g n i t u d e s a n d B - V c o l o u r s of b r i g h t s t a r s i n t h e s o u t h e r n h e m i s p h e r e . Obs 86 69—70. 10328. A. W. J . Cousins, R . L a k e , R. H. Stoy, P h o t o e l e c t r i c magnitudes a n d c o l o u r s of s o u t h e r n s t a r s . I I . Roy. Obs. Greenwich-Cape Bull. Nr. 121, 55 S. — Die an der Kap-Sternwarte von 1961 bis 1963 angestellten photoelektrischen Messungen der Helligkeiten und Farben von mehr als 2000 Sternen sind hier in einem Katalog zusammengestellt worden. V und B - V sind in allen Fällen angegeben, dazu entweder U - B oder ( U - B ) o Loh. 10329. A. W. J. Cousins, F a b r y p h o t o m e t r y of b r i g h t s o u t h e r n s t a r s ( w i t h d e t a i l e d o b s e r v a t i o n s of v a r i a b l e s t a r s ) . Roy. Obs. GreenwichCape Bull. Nr. 122, 66 S. — Verf. teilt in diesem Katalog die photographischen, in das S'Pg-System transformierten Größen des ersten «Bright Star Programme» der Kap-Sternwarte mit. Außerdem sind die mittels genauer B - V aus den S'PgHelligkeiten abgeleiteten V-Größen gegeben. — I m (umfangreichen) Anhang werden Beobachtungen veränderlicher Sterne gegeben, und zwar sowohl dieLoh. jenigen mit Fabry-Photometer als auch die mit Photoelektrik. 10330. D.L.Crawford, J . Mander, S t a n d a r d s t a r s f o r p h o t o e l e c t r i c Kß p h o t o m e t r y . A J 71 114—118 = Contr. K i t t Peak National Obs. Nr. 145. — Nach Angaben über die verwendeten Filterpaare wird die Anlage der BeobachAstronom. Jahresberidit 1966

37

578

X I . Sterne

66, 1966

tungen und die Reduktion von den natürlichen Systemen für die verschiedenen Filterpaare auf das Standardsystem der H/S-Photometrie des Kitt Peak National Obs. beschrieben. Eine Tabelle enthält Angaben für 80 Standardsterne. O.G. 10331. D. L. Crawford, J. V. Barnes, B. Q. Faure, J . C. Golson, C. L. Perry, P h o t o e l e c t r i c H/? p h o t o m e t r y for 1217 s t a r s b r i g h t e r t h a n V = 6 . 5 mag. A J 71 709—718 = Contr. Kitt Peak National Obs. Nr. 195. — Verf. ergänzen einen (unpublizierten) photometrischen Katalog durch H/?-Messungen. hz 10332. D. L. Crawford, P h o t o m e t r y of B s t a r s . Vgl. Ref. 1304 S. 395—398 = Contr. Kitt Peak National Obs. Nr. 131. 10333. D.L.Crawford, P h o t o - e l e c t r i c H/S and u v b y p h o t o m e t r y . Ref. 1312 S. 170—179 = Contr. Kitt Peak National Obs. Nr. 110. * * D.L.Crawford, J.V.Barnes, P h o t o e l e c t r i c Kß s t a r s in t h e Orion b e l t region. Vgl. Ref. 14305.

photometry

Vgl.

for

B

10334. J. Dorschner, J.Gürtler, R. Sehielieke, K.-H. Schmidt, D i e photom e t r i s c h e G e n a u i g k e i t des P a l o m a r S k y S u r v e y bei A n w e n d u n g der D u r c h m e s s e r m e t h o d e . AN 289 51—55 = Mitt. Univ.-Sternw. Jena Nr. 68. — An einem Material von 39 lichtelektrisch vermessenen Sternhaufen und einer Assoziation wurden Helligkeiten nach einer rationellen Durchmessermethode bestimmt. Die dabei erreichte Genauigkeit wird diskutiert. Verf. 10335. O.J.Eggen, Colours, l u m i n o s i t i e s and m o t i o n s of t h e n e a r e r g i a n t s of t y p e s K and M. Roy. Obs. Greenwich—Cape Bull. Nr. 125, 66 S. — Diese Untersuchung von 1008 Sternen heller als 5?5 (vis.) beruht zum großen Teil auf lichtelektrischen Beobachtungen am 20'-Reflektor vom Mt. Palomar. Mitglieder von Sterngruppen, Veränderliche und spektroskopische Doppelsterne werden speziell diskutiert. Haug 10336. T. Elvius, L. Häggkvist, P h o t o e l e c t r i c m e a s u r e m e n t s of s t a r s in K a p t e y n ' s S e l e c t e d Areas of t h e + 6 0 ° zone. Ark Astr 4 49—52 = Uppsala Astr. Obs. Medd. Nr. 152. — Betrifft 73 Sterne heller als V = 10™5 in den Feldern 8—19. 10337. D.S.Evans, F u n d a m e n t a l d a t a for s o u t h e r n s t a r s ( s i x t h list). Roy. Obs. Greenwich—Cape Bull. Nr. 110, 18 S. — Spektroskopische und photometrische Daten von 200 weiteren Sternen ergänzen die früheren Listen. Schwierigkeiten der Spektraltypangabe besonders bei Unterzwergen werden erwähnt, hz 10338. D. S. Evans, T h e p r o p e r t i e s —344.

of subdwarfs.

Vgl. Ref. 1312 S. 342

10339. A. Feinstein, P h o t o e l e c t r i c o b s e r v a t i o n s of s o u t h e r n latet y p e s t a r s . I B S H Nr. 8 S. 30—31 = Cerro Tololo Inter-American Obs. Contr. Nr. 8. 10340. M.Golay, S e v e n - c o l o u r p h o t o m e t r y a t t h e G e n e v a O b s e r v a t o r y . Vgl. Ref. 1312 S. 262—266. 10341. J . A. Graham, O b s e r v a t i o n s of some d i s t a n t B - t y p e s t a r s in Ara. A J 71 385 (Ref. AAS); BAN 18 372—376. — Neun frühe B-Sterne in Ära sind in fünf Farben photometriert und ihre Radialgeschwindigkeiten gemessen und mit bereits bekannten kompiliert worden. Die Sterne streuen über einen großen Entfernungsbereich, bis zu knapp 8 kpc. Auf Grund der Geschwindigkeiten aus den interstellaren K-Linien entstehen diese hauptsächlich in absorbierender Materie innerhalb von 2 kpc Entfernung von der Sonne. Loh.

66, 1966

103. Helligkeit, Farbe

579

10342. J.A.Graham, I n t e r m e d i a t e - b a n d p h o t o m e t r y of h i g h - l a t i t u d e b l u e s t a r s . Pubi ASP 78 433—435 = Contr. Kitt Peak National Obs. Nr. 191. — Es wurden die Farben blauer Sterne in den Systemen yon Walraven (vgl. A J B 60 Ref. 10525) und Strömgren (vgl. A J B 63 Ref. 1163 S. 123) gemessen. Als vorläufige Ergebnisse sind für Sterne verschiedener Gruppen die Strömgrenschen Indizes c1 gegen die Farben ( b - y ) aufgetragen. Zwei Gruppen — die sdO-Sterne mit sehr blauen (b— y) und Sterne mit Farben wie A-Sterne, aber mit außerordentlich großem Balmer-Sprung — werden diskutiert. Gli. 10343. J. L. Greenstein, T h e n a t u r e of t h e f a i n t b l u e s t a r s . A p J 144 496—515. — Mit dem 5 m-Spiegel vom Mt. Palomar wurden Spektren (Dispersion 190 À/mm) von etwa 100 schwachen blauen Objekten aufgenommen. Die Spektren erlauben eine klare Unterscheidung zwischen Unterzwergen, Sternen des horizontalen Astes und weißen Zwergen und die Erkennung zusammengesetzter Spektren. Die gefundenen Linienbreiten und andere bisher unveröffentlichte Beobachtungen werden diskutiert, insbesondere im Hinblick auf den StarkEflekt. Obwohl nicht viele Objekte schwächer als 16m in der Untersuchung enthalten sind, kann doch gesagt werden, daß sicher nicht bei 15"?5 (oder 16m5) ein Sprung in der Natur dieser Objekte eintritt, derart, daß die schwächeren hauptsächlich extragalaktische Objekte sind. Vielmehr ist bis 19m das Vorherrschen weißer Zwerge zu erwarten. Bro. * * J. Grygar, I n f r a r e d s t a r s . Vgl. Ref. 10449. 10344. B. N. G. Guthrie, I . C. Lawrence, K. Nandy, N. M. Pratt, V. C. Reddish, Spectrophotometry and multicolour photometry at the Royal O b s e r v a t o r y , E d i n b u r g h . Vgl. Ref. 1312 S. 376—382 = Commun. Roy. Obs. Edinburgh Nr. 27. 10345. A. Gutiérrez-Moreno, H. Moreno, J. Stock, C. Torres, H. Wroblewski, A s y s t e m of p h o t o m e t r i c s t a n d a r d s . Dep. Astr. Univ. Chile, Obs. Astr. Nacional Cerro Calan Pubi. Nr. 1, 17 S. — Da die üblichen Methoden zur Bestimmung und Eliminierung des Einflusses der atmosphärischen Extinktion auf photometrische Daten nicht die äußerste erreichbare Genauigkeit erzielen, wird eine neue Methode angewandt, die die Farbenabhängigkeit der Extinktionskoeffizienten berücksichtigt. I m Ultravioletten wird eine zusätzliche Extinktionskorrektion in Abhängigkeit von der Balmer-Depression eingeführt. Es werden neu beobachtete UBV-Daten für 366 hellere Standardsterne gegeben. Das neue System weicht bei den (U—B)-Farben der Sterne bestimmter Typen vom Johnson-Morgan-System ab. Die neuen Beobachtungen lassen bei einer Anzahl der Katalogsterne Veränderlichkeit vermuten. Gli. 10346. I . Häggkvist, T. Oja, P h o t o e l e c t r i c p h o t o m e t r y of b r i g h t s t a r s . Ark Astr 4 137—163 = Uppsala Astr. Obs. Medd. Nr. 155. — Photoelektrische Messungen der hellen Sterne des Nordhimmels in Uppsala wurden durch Vergleichsbeobachtungen von 180 UBV-Standardsternen auf Johnsons System reduziert. Der Katalog gibt V und B—V für alle 966 Sterne nördlich von —Io, die in der Revised Harvard Photometry heller als 5 m 25 sind. Gli. 10347. R. H. Hardie, P o t e n t i a l i m p r o v e m e n t s r a c y . Vgl. Ref. 1312 S. 243—252.

in

photometric

accu-

10348. B. Hauck, U n c r i t è r e de l u m i n o s i t é d a n s le s y s t è m e p h o t o m é t r i q u e d e l ' O b s e r v a t o i r e de G e n è v e . Bull. Soc. Vaud. Sci. nat. 69 181—195 = Obs. Univ. Lausanne Commun. Nr. 13. 10349. U. Haug, U B V m e a s u r e m e n t s of « L u m i n o u s s t a r s in t h e n o r t h e r n M i l k y Way». Mitt. AG Nr. 21 S. 113. — Ref. AG. 37«

580

XI. Sterne

66, 1966

10350. U. Haug, J. Pfleiderer, J. Dachs, S t e r n e f r ü h e n S p e k t r a l t y p s in N o r m a u n d C i r c i n u s . ZfA 64 140—157 = Mitt. Astr. Inst. Univ. Tübingen Nr. 90. — Auf Objektivprismen-Aufnahmen vom ADH-Teleskop des Boyden Obs. wurden in Norma (bei l = 332°, b = - 2 ° ) 105, in Circinus (bei l = 321°, b = -1?5) 38 Sterne von frühem Spektraltyp ausgewählt und auf Rockdale Mt. (Südafrika) mit einem 40 cm-Reflektor lichtelektrisch im UBV-System gemessen. Nach einer vorläufigen statistischen Diskussion könnten einige stark verfärbte Sterne, die in den Ha-Emissionsgebieten Mt. Stromlo Nr. 101, 102 und 106 liegen, große Leuchtkraft und Entfernungen um 4 kpc haben. Verf. 10351. J.Herrmann, A m a t e u r b e o b a c h t u n g e n d i a g r a m m . VdS Nachr. 15 9—10.

und

Farben-Helligkeits-

10352. P. W. Hill, S. R. Hill, P a i n t b l u e s t a r s in t h e f a r s o u t h e r n h e m i s p h e r e . MN 133 205—211 = Commun. Radcliffe Obs. Nr. 84 = Univ. Obs. St. Andrews Repr. Nr. 25. — Von 67 blauen Luyten-Sternen des Südhimmels im Intervall 10 m 86 < V < 13m80 sind photoelektrisch U, B, V-Helligkeiten gemessen worden. In 14 Fällen konnten auch mehr oder weniger sicher die Spektraltypen bestimmt werden. I m Zweifarbendiagramm liegen die meisten Sterne in der Nähe der Hauptreihe. Loh. * * W. A. Hiltner, A. P. Cowley, R. E. Schild, O b s e r v a t i o n s s t e l l a r a n d H a r o - L u y t e n b l u e o b j e c t s . Vgl. Ref. 10462.

of

quasi-

10353. F. Imagawa, O b s e r v a t i o n a l r e s u l t s of t h r e e - c o l o r p h o t o m e t r y f o r F t y p e s t a r s . Mem. College Sei. Univ. Kyoto (A) 31 61—68 = Dep. Astr. Univ. Kyoto Repr. Nr. 22. — Von 339 Sternen des Yale Catalogue of Bright Stars, die nach besonderen Gesichtspunkten ausgewählt wurden, hat Verf. photoelektrisch U, B, V-Helligkeiten gemessen. Loh. 10354. G. Jackisch, L i c h t e l e k t r i s c h e P h o t o m e t r i e v o n A - S t e r n e n a m K o t t a m i a - O b s e r v a t o r i u m d e r V A R . Mitt. AG Nr. 21 S. 111—112. — Ref. AG. 10355. T. Jarz$bowski, O d k r y c i e «gwiazd p o d c z e r w o n y c h » . Post^py Astr. 14 287—289. — Kurzes Referat über die in A J B 65 Ref. 10341 und Ref. 10328 zitierten Untersuchungen. E. R. * * M. Jerzykiewicz, K. Serkowski, T h e S u n a s a v a r i a b l e s t a r , I I I . P h o t o m e t r i e o b s e r v a t i o n s of U r a n u s , N e p t u n e , a n d F a n d G t y p e s t a r s . Vgl. Ref. 8805. * * M. Jerzykiewicz, K. Serkowski, F i f t y s t a n d a r d s t a r s f o r a n d b l u e m a g n i t u d e s in t h e U B V s y s t e m . Vgl. Ref. 10469.

yellow

10356. H. L. Johnson, R. I. Mitchell, B. Iriarte, W. Z. Wiäniewski, U B V R I J K L p h o t o m e t r y of t h e b r i g h t s t a r s . Commun. Lunar Planet. Lab. 4 Part 3 = Commun. Nr. 63, 12 + 131 S. — Verf. legen die Ergebnisse einer lichtelektrischen Achtfarbenphotometrie von 1567 Sternen des Catalogue of Bright Stars vor, die mit einer von H . L. Johnson (vgl. A J B 62 Ref. 10318) beschriebenen Apparatur an drei Instrumenten des LPL und am 40'-Reflektor des Tonantzintla Obs. erhalten wurden. Beim Vergleich mit den Ergebnissen der Fünffarbenphotometrie der Catalina Station (vgl. A J B 57 Ref. 9412) zeigte sich eine hohe Genauigkeit. Eine Transformation des neuen UBV-Systems auf das der CapePhotometrie erlaubte die Berechnung von UBV-Helligkeiten von 5000 Sternen des ganzen Himmels. Gü-Li * * H. L. Johnson, I n f r a r e d s t a r s . Vgl. Ref. 10470.

66, 1966 * * H. L. Johnson, Vgl. Ref. 10471.

103. Helligkeit, Farbe Astronomical

measurements

581 in

the

infrared.

10357. B. Karlsson, I n v e s t i g a t i o n s of a r e g i o n i n M o n o c e r o s . I. D e t e r m i n a t i o n of m o n o c h r o m a t i c m a g n i t u d e s a n d h y d r o g e n l i n e d e p t h s of B - , A- a n d F - t y p e s t a r s . Acta Univ. Lundensis (2) 1966 Nr. 4, 22 S. = Lund Medd. (2) Nr. 145. — Es werden die Methoden beschrieben, mit denen auf Objektivprismenplatten monochromatische Helligkeiten bei 4400 A und die Linientiefen von Hy und H +0™75 lediglich reduziert wegen der wachsenden Konvektionszone.

66, 1966

104. Spektrum, Temperatur

591

Einige Unterriesen mit 1 2Kq zeigen dagegen den lOfachen Li-Gehalt der Sonne. Einige Möglichkeiten, diese schwer zu verstehende Tatsache zu deuten, werden diskutiert (Li-Entstehung oder Massenverlust während der Stern noch auf der H B ist). Der gegenwärtige Stand der Deutung der Li-Häufigkeit auf der H R wird diskutiert. Voigt 10457. G. H. Herbig, M e a s u r e d e q u i v a l e n t w i d t h s f o r F 5 - G 8 d w a r f s . Lick Obs. Bull. Nr. 595/1, 7 S. — I n den hier vorgelegten Tabellen werden die Daten zusammengestellt, auf denen die Wachstumskurvenanalysen des Verf. für 1 0 0 F 5 - G 8 - Z w e r g e (vgl. A J B 66 Ref. 10431) beruhen. Henn 10458. G. H. Herbig, R. J. Wolff, M e a s u r e d e q u i v a l e n t w i d t h s f o r F , G, a n d K - t y p e s u b g i a n t s . Lick Obs. Bull. Nr. 595/11, 3 S. — Zu den in einer weiteren Arbeit (vgl. Ref. 10456) analysierten Unterriesen werden die gemessenen Äquivalentbreiten mitgeteilt. Henn 10459. G. H. Herbig, T h e o c c u r r e n c e of l i t h i u m q u e n c e s t a r s . Vgl. Ref. 1312 S. 13—14.

in

F5-G8

main-se-

10460. P . W . Hill, A b u n d a n c e s i n h e l i u m s t a r s . Vgl. Ref. 1310 S. 226. — Ref. 10461. W. A. Hiltner, R. E. Schild, S p e c t r a l c l a s s i f i c a t i o n of W o l f - R a y e t s t a r s . A p J 148 770—773. — Die Arbeit enthält eine Zusammenstellung der Klassifikationskriterien der WN- und WC-Sterne und die Reproduktionen von 49 klassifizierten Sternspektren. Auf zahlreiche Besonderheiten in den Spektren wird aufmerksam gemacht. Loh. 10462. W. A. Hiltner, A. P. Cowley, R.E.Schild, O b s e r v a t i o n s of q u a s i s t e l l a r a n d H a r o - L u y t e n b l u e o b j e c t s . Publ ASP 78 464—470. — Mit Hilfe eines neu konstruierten Gitterspektrographen mit Bildwandler wurden Spektren von 19 Haro-Luyten-Objekten und von einigen Quasaren bei einer Dispersion von 200 A/mm im Bereich von 3800 bis 7000 Â aufgenommen. Zwei Haro-LuytenObjekte zeigen Emissionslinien; in 16 Objekten treten H-Absorptionslinien auf. F ü r die Quasarspektren werden Linienidentifikationen und resultierende Rotverschiebungen tabuliert. Wn. 10463. R. K. Honeycntt, S. W. McCuskey, I d e n t i f i c a t i o n of A m a n d A p s t a r s f r o m l o w - d i s p e r s i o n o b j e c t i v e - p r i s m s p e c t r a . Publ ASP 78 289—292. — E s wird geprüft, unter welchen äußeren Umständen Sterne dieser Art auch bei Dispersionen von 250 bis 300 A/mm als solche erkannt werden können. Loh. 10464. L. Houziaux, L e s p e c t r e u l t r a v i o l e t d e s é t o i l e s c h a u d e s . Scientia 101, 5 S. = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 514. * * C. de Jager, D e u l t r a v i o l e t - , Z o n e n s t e r r e n . Vgl. Ref. 6810.

Röntgen-

10465. C. Jaschek, M. Jaschek, O n t h e a c c u r a c y s y s t e m . Vgl. Ref. 1312 S. 6—11.

en

deeltjesstraling

attainable

in t h e

van MK

10466. M. Jaschek, Z. Lopez Garcia, S p e c t r o s c o p i c s t u d i e s of p e c u l i a r A - t y p e s t a r s . I I . T w o i r o n - r i c h s t a r s of t h e S i - A 4 2 0 0 g r o u p . ZfA 64 217—228 = Obs. Astr. La Plata Separata Astr. Nr. 65. — F ü r H D 173650 und 192913 sind Identifikationen für über 300 Linien (3700—4600 Â) gegeben. Die chemische Zusammensetzung ist nahezu identisch; charakteristisch ist die Verstärkung der Linien von Si, Cr, Fe (drei Ionisationsstufen!), Ti und Sr. I n ( U - B ) unterscheiden sich die Sterne jedoch um etwa 0 ? 1 (entsprechend ZlTetf 700°). Da andere Ap-Sterne bei gleicher Farbe unterschiedliche Spektren zeigen, scheinen bei diesen Sternen Farbe und Spektrum nicht eng miteinander korreliert zu sein. Voigt

592

X I . Sterne

10467. M. Jaschek, C. Jaschek, S p e c t r a l Ref. 1812 S. 30—32.

66, 1966

c l a s s i f i c a t i o n a t 4 2 A / m m . Vgl.

10468. B. R. Jensen, W o l f - R a y e t - s t j e r n e r n e . NAT 1966 S. 49—62. 10469. M. Jerzykiewicz, K. Serkowski, F i f t y s t a n d a r d s t a r s f o r y e l l o w a n d b l u e m a g n i t u d e s i n t h e U B V s y s t e m . Publ ASP 78 546—548. — I m Rahmen des am Lowell Obs. während mehrerer J a h r e ausgeführten Programms (vgl. Ref. 8805) wurde eine Reihe von vorwiegend F- und G-Sternen beobachtet. Da diese Sterne als Standards für Gelb- und Blauhelligkeiten im UBV-System dienen können, teilen Verf. ihre V-Helligkeiten und Farbenindizes ( B - V ) in einer Tabelle mit. Henn 10470. H. L.Johnson, I n f r a r e d s t a r s . Sky Tel. 32 73—77. 10471. H.L.Johnson, A s t r o n o m i c a l Vgl. Ref. 823 S. 193—206.

measurements

in

the

infrared.

10472. D. H. P. Jones, A s p e c t r a l c l a s s i f i c a t i o n s c h e m e a p p l i c a b l e t o l a t e - t y p e s t a r s of d i f f e r i n g m e t a l d e f i c i e n c y . Roy. Obs. Greenwich—Cape Bull. Nr. 126, 33 S. — Verf. gibt eine dreidimensionale Klassifikation von 150 Sternen (einschließlich Unterzwergen und Population II-Überriesen). Klassifikationsparameter sind a) die Temperatur (bestimmt aus lichtelektrischen Registrierungen im Infratoren), b) die Leuchtkraft und c) der Metallgehalt (bestimmt aus dem U-V-Exzeß). Labs 10473. D. H. P. Jones, M u l t i v a r i a t e a n a l y s i s a s a t o o l i n s p e c t r a l s i f i c a t i o n . Vgl. Ref. 1312 S. 37—39.

clas-

10474. D. H. P. Jones, E n e r g y d i s t r i b u t i o n s of r e p r e s e n t a t i v e s t a r s t h e w a v e l e n g t h r e g i o n 5 0 0 0 — 1 0 8 0 0 A. Vgl. Ref. 1312 S. 141—153.

in

10475. W. G. Karetnikow, J . A. Medwedew, E x p e r i m e n t a l e l e c t r o s p e c t r o p h o t o m e t r y a t t h e O d e s s a A s t r o n o m i c a l O b s e r v a t o r y . A J UdSSR 43 873—877 (russ. mit engl. Ref.). — Die Verwendung eines gewöhnlichen Elektrophotometers zur Elektrospektralphotometrie von Sternen wird beschrieben. Das Instrument arbeitet mit einem Objektivprisma und einem Synchronmotor zur Abtastung des Spektrums. Die im kontinuierlichen Spektrum von a And, ß Ari und a Cyg erhaltene Energieverteilung wird mit den entsprechenden Angaben von A. W. Charitonow (vgl. A J B 63 Ref. 10415) und A . D . C o d e (vgl. A J B 63 Ref. 5357) verglichen. Verf. (ü.) * * B. Karlsson, I n v e s t i g a t i o n s of a r e g i o n in M o n o c e r o s . I. D e t e r m i n a t i o n of m o n o c h r o m a t i c m a g n i t u d e s a n d h y d r o g e n l i n e d e p t h s of B - , A- a n d F - t y p e s t a r s . Vgl. Ref. 10357. 10476. 6 . Klare, B. Szeidl, O B - S t e r n e d e r s ü d l i c h e n M i l c h s t r a ß e . Veröff. Landessternw. Heidelberg-Königstuhl 18 9—50. — Der vorliegende Katalog enthält das Ergebnis einer Durchmusterung der südlichen Milchstraße nach Sternen frühen Spektraltyps hoher Leuchtkraft. Die Durchmusterung wurde auf 90 Objektivprismenaufnahmen vorgenommen, die in den Jahren 1962 und 1963 an der Boyden-Sternwarte mit dem Hamburger Schmidt-Spiegel gewonnen wurden. Die bearbeiteten Aufnahmen überdecken die Milchstraße in einem Band von ±12?5 galaktischer Breite von l n = 233° bis l u = 20°. Verf. 10477. D. Koelbloed, T h e C a l m u l t i p l e t N o . 53, o b s e r v e d i n h i g h d i s p e r s i o n s p e c t r a of f o u r G- a n d K - t y p e s t a r s . BAN 18 259—262 = Commun. Astr. Inst. Univ. Amsterdam. — Die drei breiten, aber flachen Einsenkungen im Sonnenspektrum (vgl. A J B 65 Ref. 6449) und Arkturspektrum (vgl. A J B 64 Ref. 10428) bei 6362, 6343 und 6318 A konnten auch in den Spektren

66, 1966

104. Spektrum, Temperatur

593

von e Cyg, rj Cep, y Cep u n d ö D r a nachgewiesen werden. I m Gegensatz zur Feststellung bei der Sonne wachsen in diesen 4 Sternen die Zentraltiefen m i t der Wellenlänge. Loh. 10478. D. Koelbloed, N a t t e

sterren.

H e D 64 44—45.

10479. L. V. Kuhi, W o l f - R a y e t s t a r s . I. T h e c o n t i n u o u s e n e r g y d i s t r i b u t i o n . A p J 143 753—769. — Die Messungen des K o n t i n u u m s zahlreicher Wolf-Rayet-Sterne erfolgten m i t dem photoelektrischen Abtaster a m 60'- u n d 100'-Teleskop des Mt. Wilson Obs. zwischen 3200 u n d 11000 A. Wegen der zahlreichen Emissionen ist das K o n t i n u u m nicht immer leicht erfaßbar. F ü r die Wellenlängen 3636—4786—5556 A wurden Zweifarbendiagramme entworfen. Die F a r b t e m p e r a t u r e n n a h m e n mit zunehmender Wellenlänge a b ; sie sind im Visuellen u n d R o t e n merklich kleiner als bei normalen 0 - u n d B-Sternen. Das Fehlen eines Balmer-Sprungs u n d die Anpassung a n Modellatmosphären im Blauen f ü h r e n zu effektiven T e m p e r a t u r e n > 50000°. Einige Anzeichen d e u t e n darauf hin, daß die WC-Sterne etwas kühler als die WN-Sterne sind. Loh. 10480. L. V. Kuhi, W o l f - R a y e t s t a r s . I I . T h e i n f r a r e d s p e c t r u m . A p J 145 715—723 = Berkeley Repr. Nr. 351. — Die Spektren einiger heller WolfRayet-Sterne sind m i t dem photoelektrischen Abtaster a m 100'-Reflektor des Mount Wilson Obs. von 8000 bis 10900 A bei einer Auflösung von 10 A registriert worden. I n den WC-Sternen t r e t e n die C I I I - u n d C IV-Spektren deutlich hervor, während die WN-Sterne keine identifizierbaren Linien der N-Ionen zeigen. Vielleicht ist die nicht identifizierte Linie X 10430 in den WN-Sternen dem N I I I zuzuordnen. Die H e I - u n d H e Ii-Linien sind in beiden WR-Folgen kräftig. D a die kräftigste Linie in den WC-Sternen X 9710 Ca I I I , in den WN-Sternen X 10124 H e I I ist, sollte es möglich sein, diese beiden Folgen durch eine schmalbandige Photometrie (Farbhelligkeiten) unterscheiden zu können. E i n e D e u t u n g der Spektren soll später erfolgen. Loh. 10481. J. Landi Dessy, P. C. Keenan, S p e c t r a l t y p e s o n t h e M K s y s t e m f o r f o r t y - t h r e e b r i g h t s o u t h e r n s t a r s , K 2 — M 6 . A p J 146 587—590 = Contr. Perkins Obs. (1) Nr. 76. — Mit einem Gitterspektrographen (42 A/mm) a m 61'-Reflektor des Bosque Alegre Obs. wurden von 43 südlichen Riesen- u n d Überriesensternen Spektrogramme erhalten u n d Spektraltypen im MK-System abgeleitet. Ein Vergleich mit anderen Beobachtungen wird durchgeführt. Gü-Li 10482. J . Landi Dessy, A d a p t a t i o n of t h e M K s y s t e m t o l a t e r s p e c t r a of m e d i u m d i s p e r s i o n w i t h a n i n t e n t of t h r e e - p a r a m e t r i c c l a s s i f i c a t i o n . Vgl. Ref. 1312 S. 33—36. 10483. W. Liller, V a r i a t i o n s A J 71 862. — Ref. AAS.

of

K-emission

lines

in

late-type

stars.

10484. W . Liller, T h e c e n t r a l d e p t h of t h e A 6 3 6 2 auto-ionization f e a t u r e of n e u t r a l c a l c i u m i n s t e l l a r s p e c t r a . A p J 146 719—723 = H a r v R e p r N r . 738. — Die photoelektrische Ausmessung dieser Einsenkungen in den Spektren v o n 50 F—M-Sternen ergab, d a ß ihre zentrale Tiefe m i t abnehmender effektiver T e m p e r a t u r z u n i m m t . Bei Sternen mit den größten Radialgeschwindigkeiten u n d den schwächsten Metallinien scheint das Merkmal etwas schwächer zu sein als bei «normalen» Sternen. Loh. 10485. D. N. Limber, J. M. Marlborough, S u p p o r t s t a r s . A J 71 862—863. — Ref. AAS.

of t h e e n v e l o p e s

of

Be

10486. U. Lindolf, G. Lyngä, C o m p a r i s o n s b e t w e e n M K , H D a n d H D E s p e c t r a l c l a s s e s . Acta Univ. Lundensis (2) 1966 N r . 22, 32 S. = L u n d Medd. (2) Nr. 146. — Spektralklassenunterschiede zwischen H D (einschließlich ErweiteAstronom. Jahresbericht 1966

38

594

X I . Sterne

66, 1966

rung) und MK sind als Punktionen der scheinbaren Größe, Leuchtkraftklasse und galaktischen Breite untersucht und die Hauptergebnisse in Diagrammen dargestellt worden. Loh. 10487. B. Ljunggren, T h e U p p s a l a s p e c t r a l c l a s s i f i c a t i o n a n d t h e i n t e r s t e l l a r a b s o r p t i o n i n a r e g i o n n e a r t h e N o r t h G a l a c t i c P o l e . Acta Univ. Upsaliensis Abstr. Diss. Sei. 66, 8 S. = Uppsala Astr. Obs. Medd. Nr. 154. — Ref. in PAT 47 77—78. — Zusammenfassung der Hauptergebnisse der Arbeiten Uppsala Astr. Obs. Ann. 4 Nr. 10 (1961) sowie Uppsala Astr. Medd. Nr. 147 (1964), 150 (1965) und 151 (1965). Haug 10488. L. 0 . Lodén, A s p e c t r a l s u r v e y of s o u t h e r n M i l k y W a y Vgl. Ref. 1312 S. 340—341 = Stockholms Obs. Medd. Nr. 158. 10489. A. E. Merchant, A b u n d a n c e A J 71 170—171. — Ref. AAS.

of l i t h i u m

in e a r l y

regions.

M-type

stars.

10490. A. E. Merchant, B e r y l l i u m in F - a n d G - t y p e d w a r f s . A p J 143 336—342 = Contr. Lick Obs. Nr. 192. — Trotz erheblicher Unsicherheiten lassen Spektren von 10 Sternen vermuten, daß das ursprüngliche stellare Häufigkeitsverhältnis zwischen Lithium und Beryllium in allen Sternen gleich war. PS 10491. A. E. Merchant, M e a s u r e d e q u i v a l e n t w i d t h s in e a r l y M - t y p e s t a r s . Lick Obs. Bull. Nr. 595/III, 14 S. — F ü r eine spätere Arbeit über die Häufigkeit von Li in M-Riesen und Überriesen (vgl. A J B 67) werden hier die Messungen der Äquivalentbreiten, die aus Spektren (4 bzw. 8 A/mm) mit dem CoudéSpektrographen am I20'-Reflektor von Mt. Hamilton erhalten wurden, mitgeteilt. Henn 10492. L. Mertz, I n f r a r e d s t e l l a r s p e c t r a . A J 71 392—393. — Ref. AAS. 10493. W . I . Moros, I n f r a r e d s p e c t r a of s t a r s (A 1 — 2 . 5 p ) . A J UdSSR 43 63—72 (russ. mit engl. Ref.). — Die Spektren von 19 A I - bis M7-Sternen wurden bei einem Auflösungsvermögen von 10 bis 1500 Â erhalten. In den Spektren der längperiodischen Veränderlichen (o Cet, R Aql, R Aqr, X Oph) werden in Minimumnähe bei 1.5 und 2 ¡j, starke Absorptionen, anscheinend Flügel der stellaren H 2 0-Banden, beobachtet. Die Spektren der roten Riesen von K 5 bis M 5 zeigen im Bereich zwischen 1.5 und 1.7 ¡x eine große Anzahl feiner Absorptionsdetails und bei 2.30 fi eine durch CO hervorgerufene Bande. Die Energieverteilung im kontinuierlichen Spektrum der roten Riesen h a t bei 1.6 ¡J, ein Maximum, das anscheinend durch H~- und H 2 ~-Ionen bedingt ist. Verf. (ü.) 10494. D.C.Morton, F a r - u l t r a v i o l e t A J 71 172—173. — Ref. AAS.

spectra

of

six

stars

in

Orion.

10495. A. Noels-Grötsch, D é c o u v e r t e r é c e n t e d ' o b j e t s s t e l l a i r e s de t e m p é r a t u r e a n o r m a l e m e n t b a s s e . Ciel et Terre 82 323—331 = Inst. d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 525. * * R. W. Noyés, 0 . Gingerich, L. Goldberg, On t h e i n f r a r e d c o n t i n u u m t h e S u n a n d s t a r s . Vgl. Ref. 6456.

of

10496. T. Oja, A s p e c t r o p h o t o m e t r y s u r v e y of s t a r s a l o n g t h e M i l k y W a y . P a r t I I I . Nova Acta Regiae Soc. Sei. Upsaliensis (4) 19 Nr. 3, 9 0 S . = Uppsala Astr. Obs. Ann. 5 Nr. 4. — In einem Feld von 120 Quadratgrad in Cas werden für alle Sterne heller als 10 m 5 (pg) spektralphotometrische Kriterien, Spektraltypen, monochromatische Helligkeiten und Farbäquivalente angegeben. Nach lichtelektrischen Werten für V und B—V von zahlreichen Sternen ist die absorbierende Materie in 1 und 3 kpc Entfernung konzentriert. Die Sterne hoher Leuchtkraft liegen vor allem im Abstand von 3 kpc. Haug

66, 1966

104. Spektrum, Temperatur

595

10497. J . B. Oke, T h e u s e of l o w - a n d m o d e r a t e - r e s o l u t i o n p h o t o e l e c t r i c s p e c t r o p h o t o m e t r y f o r t h e a n a l y s i s of s t e l l a r s p e c t r a . Vgl. Ref. 1310 S. 3—14. 10498. K. Osavva, S p e c t r a l c l a s s i f i c a t i o n a n d t h r e e - c o l o u r of A - t y p e p e c u l i a r s t a r s . Vgl. Ref. 1312 S. 15—18.

photometry

10499. B. E. J . Pagel, C r i t i c a l s u m m a r y of a b u n d a n c e d e t e r m i n a t i o n s i n s t a r s of t y p e G8 a n d l a t e r . Vgl. Ref. 1310 S. 272—292. 104100. B. E. J . Pagel, S u m m a r y o n t h e c o r r e l a t i o n b e t w e e n s t e l l a r c h e m i c a l c o m p o s i t i o n a n d a g e a n d k i n e m a t i c p r o p e r t i e s . Vgl. Ref. 1310 S. 359—363. 104101. B. E. J. Pagel, C l a s s i f i c a t i o n of K d w a r f s a c c o r d i n g t o a b u n d a n c e . Vgl. Ref. 1312 S. 231—239.

metal

104102. D. W. Peat, H a p h o t o m e t r y of l a t e - t y p e s t a r s . I I . F a n d G t y p e d w a r f s t a r s s o u t h of t h e e q u a t o r . MN 131 467—473 = Contr. Cambridge Obs. Nr. 60. — Die Messungen der Linientiefe von 172 Sternen werden mitgeteilt. Sie bestätigen die Theorie, daß die Absorption nur wenig von der Leuchtk r a f t und nur bei G- und späteren Typen vom Metallgehalt abhängt. hz 104103. M. V. Penston, On t h e n a t u r e of t h e N e u g e b a u e r - M a r t z - L e i g h t o n o b j e c t s . Obs 86 121—123. — Vorläufige Mitteilung. E s wird vermutet, daß in diesen Objekten das Drehimpulsproblem auf die von Hoyle (vgl. A J B 60 Ref. 5609) dargelegte Weise gelöst wird. Loh. 104104. A. G. D. Philip, H i g h g a l a c t i c l a t i t u d e A s t a r s . A J 71 395, 867. — Ref. AAS. 104105. A. G. D. Philip, N. Sanduleak, L o w - d i s p e r s i o n s p e c t r a of s t a r s a n d g a l a x i e s . Publ ASP 78 30—34. — Durch geeignete Kombination zweier Objektivprismen beim 23—36'-Schmidt-Spiegel des Warner and Swasey Obs. wurden mit Kodak I - N - P l a t t e n sehr kurze Spektren für den Bereich 3000 bis 20000 A erhalten, die wegen der verschiedenen Brechungseigenschaften der Prismen stark gekrümmt sind. Klassifikationen von Sternen mit Hilfe solcher Spektren werden mit Klassifikationen nach gewöhnlichen Objektivprismenaufnahmen korreliert und Spektren von Galaxien beschrieben. Haug 104106. A. G. D. Philip, P o s s i b l e r a p i d K - l i n e v a r i a t i o n s i n t w o g a l a c t i c - l a t i t u d e A s t a r s . Publ ASP 78 422—424. — Ref. ASP.

high-

104107. J.G.Phillips, T h e m e a s u r e m e n t of t h e t e m p e r a t u r e s of m o l e c u l e s i n c o o l s t a r s . Applied Optics 5 549—553 = Berkeley Repr. Nr. 333. — Mit den Methoden der Peinanalyse werden in Spektren (2 A/mm) der beiden Kohlenstoffsterne Y CVn und 19 Psc insbesondere das Swan-System des C 2 und das ( A 2 i 7 — X 2 ¿^-System des CN untersucht, wobei die Isotope C12, C 13 und N 1 4 berücksichtigt werden. Zur Bestimmung des kontinuierlichen Absorptionskoeffizienten wird die Minnaertsche Formel benutzt. F ü r lokales thermodynamisches Gleichgewicht werden Profile sämtlicher Linien berechnet. Dieses theoretische Spektrum wird mit dem beobachteten verglichen und durch Variation von Temperatur und Häufigkeit diesem angepaßt. Die Ergebnisse zeigen, daß die Linienprofile relativ unempfindlich sind gegenüber der Anregungstemperatur. Aus einem direkten Vergleich entsprechender Linien können aber Häufigkeitsverhältnisse für die Isotope gewonnen werden. F ü r Y CVn ergibt sich C 12 /C 13 = 2 : 1 . Henn 104108. M. Plavec, N o t e o n s p e c t r a l g i a n t s . Vgl. Ref. 1310 S. 264—267.

analysis

of

solar-type

super38*

596

X I . Sterne

66, 1966

104109. M. J. Price, N a r r o w b a n d p h o t o e l e c t r i c H a p h o t o m e t r y i n l a t e t y p e s t a r s . M N 133 449—461. — F ü r 210 G- u n d K-Sterne werden neue photoelektrische Schmalbandmessungen von H a (Halbwertsbreite 10.6 À) angegeben. Die D a t e n werden im Zusammenhang mit früheren Messungen u n d mit theoretischen Arbeiten über H a in Sternen späten Typs diskutiert u n d verschiedene Populationskriterien aus dem neuen Material hergeleitet. Voigt 104110. M. J . Price, N a r r o w b a n d p h o t o m e t r y i n t h e s t u d y of s t e l l a r p o p u l a t i o n s . I . T h e s o d i u m D l i n e s i n l a t e - t y p e s t a r s . MN 134 135— 170. — Linienverhältnisse f ü r die N a t r i u m D-Linien nach lichtelektrischen Messungen bei 400 G- u n d K-Feldsternen aller Leuchtkraftklassen erlauben zusammen mit ( B - V ) eine eindeutige Unterscheidung zwischen Zwergen u n d Sternen anderer Leuchtkraftklassen. Durchschnittlich kleinere Linienverhältnisse bei Schnelläufern im Vergleich zu anderen Sternen werden mit Hilfe der Theorie der Wachstumsk u r v e n als geringere Häufigkeit von N a gedeutet. Haug * * M. J . Price, N a r r o w b a n d p h o t o m e t r y i n t h e s t u d y of s t e l l a r p o p u l a t i o n s . I I . C o m p a r i s o n of t h e H y a d e s a n d C o m a B e r e n i c e s o p e n c l u s t e r s . Vgl. Ref. 14148. 104111. D. M. Pyper, T h e e f f e c t i v e t e m p e r a t u r e s of W o l f - R a y e t s t a r s as d e r i v e d f r o m t h e i r U B V color indices c o r r e c t e d for emission. A p J 144 13—24 = Contr. Lick Obs. Nr. 197. — Von 34 W R - S t e r n e n sind UBVHelligkeiten gemessen u n d diese vom Einfluß der Emissionslinien u n d der interstellaren Absorption bzw. Verfärbung befreit worden. E i n Vergleich der so erhaltenen wahren Farbenindizes m i t normalen Hauptreihensternen zeigt, daß die WN-Sterne als Gruppe etwa 15000° heißer sind als die WC-Sterne. Demgegenüber sind die absoluten V-Helligkeiten etwa gleich. Vielleicht ist die Entwicklung der WC-Sterne etwas weiter vorangeschritten als die der WN-Sterne. Loh. 104112. C. Roslund, I n v e s t i g a t i o n s of a M i l k y W a y f i e l d i n S c o r p i u s . I I . H y d r o g e n l i n e i n t e n s i t i e s a n d s p e c t r a l t y p e s of O a n d B s t a r s . A r k Astr 4 73—94 = L u n d Medd. (1) N r . 212. — Ref. in P A T 47 170—171. — I m Anschluß a n die Messungen von Helligkeiten u n d F a r b e n von 250 Sternen — meist O- u n d B-Typen (vgl. A J B 64 Ref. 14436) — werden durch photoelektrische Messungen von H/Ï u n d photographische Messungen von H(5 u n d H y die Wasserstofflinienindizes ß bestimmt. F ü r 63 hellere Sterne wird auch der M K - T y p gegeben. Beim größten Teil dieser Sterne liegt der H D - T y p vor. Gli. * * J.Rousseau, P h o t o m é t r i e e n s i x c o u l e u r s . E f f e t d e m i c r o t u r b u l e n c e c h e z l e s é t o i l e s K 3 d e O. C. W i l s o n e t c h e z l e s é t o i l e s KO e t K l d e s H y a d e s . Vgl. Ref. 14154. 104113. W. L. W. Sargent, L. Searle, S p e c t r o s c o p i c e v i d e n c e o n t h e h e l i u m a b u n d a n c e of s t a r s i n t h e g a l a c t i c h a l o . A p J 145 652—654. — I n dieser vorläufigen Mitteilung werden die Spektren von drei Sternen der Feigeschen Liste (vgl. A J B 58 Ref. 12306) untersucht. Aus einem Vergleich mit dem S p e k t r u m von r Sco ( B 0 V) folgt, daß die H e I-Linien AA 4026, 4144, 4387 u n d 4471 in den Sternen N r . 11, 36 u n d 65 im Vergleich zu den Balmer-Linien erheblich schwächer sind, etwa u m einen F a k t o r 100. Die Schwere a n den Oberflächen ist r u n d 40mal größer als bei r Sco. Die mittlere absolute Größe (V) der Sterne liegt bei + 3 m . Vielleicht handelt es sich u m Feldsterne der A r t der weiß-blauen Sterne des horizontalen Astes der Kugelsternhaufen. Loh. 104114. W . I . W . Sargent, L. Searle, T h e i n t e r p r e t a t i o n of B s t a r s p e c t r a h a v i n g w e a k h e l i u m l i n e s . Obs 86 27—29. — I n den Spektren einiger B-Sterne m i t kleinen v X sin i (36 Lyn, a Sel, 20 Tau) ist die H e I-Linie A 4471 sehr schwach, während die CII-Linie A 4267, die ähnliches Ionisations- u n d Anregungspotential h a t , f ü r die F a r b e dieser Sterne normal ist. Aus einem Vergleich

66, 1966

597

104. Spektrum, T e m p e r a t u r

m i t polauf u n d nicht polauf gesehenen Sternen in einem (B-V) 0 —A 4471-Diagramm ziehen Verf. im Gegensatz zu Guthrie (vgl. A J B 65 Ref. 10604) den Schluß, d a ß die Schwäche von A 4471 kein Anblickeffekt rasch rotierender Sterne ist. Loh. 104115. C. D. Searfe, P h o t o e l e c t r i c o b s e r v a t i o n s of F e i l i n e s i n l a t e t y p e s t e l l a r s p e c t r a . MN 138 99—131 = Contr. Cambridge Obs. Nr. 61. — F ü r fast 500 G 5 - K 5 - S t e r n e wurde die I n t e n s i t ä t des F e I-Tripletts bei A 5250 photoelektrisch gemessen. F ü r K-Sterne k a n n die Leuchtkraftklasse aus Messungen des genannten Tripletts u n d der N a D-Linien g u t b e s t i m m t werden. E s werden Gründe angeführt, weshalb A 5250-Messungen nicht genauere absolute Helligkeiten als MK-Klassen liefern. Die I n t e n s i t ä t des Tripletts ist von der chemischen Zusammensetzung weitgehend unabhängig. F ü r etwa 300 Sterne wurden ferner I n t e n s i t ä t e n von F e I-Linien mit niedrigem u n d hohem Anregungspotential gemessen. Die Linien sind ebenfalls von der chemischen Zusammensetzung fast unabhängig. D a s Verhältnis der beiden Liniengruppen k a n n , wenn der S p e k t r a l t y p b e k a n n t ist, zum Aufsuchen von Überriesen u n d als Temperaturkriterium dienen. Ond. 104116. C. D. Scarte, E x p e r i m e n t s w i t h p r i n c i p a l c o m p o n e n t a n a l y s i s of n a r r o w - b a n d p h o t o e l e c t r i c d a t a . Obs 86 13—14. * * R. E. Schild, B e s t a r s i n t h e r e g i o n of h a n d C h i P e r s e i . Vgl. Ref. 14158. 104117. B. M. Schlesinger, M o t i o n s of n o r m a l a n d m e t a l l i c - l i n e A s t a r s . P u b i A S P 78 39—45. — Die Bewegungen der A-Sterne mit Metallinien ähneln weitgehend denen der normalen A-Sterne. E s scheint daher ausgeschlossen, daß die spektroskopischen Unterschiede der Vertreter dieser beiden Gruppen auf deutliche Unterschiede in der Populationszugehörigkeit hinweisen. Loh. 104118. T. Schmidt-Kaler, S p e c t r o p h o t o m e t r y m e a s u r e m e n t s t i v e - p r i s m s p e c t r a . Vgl. Ref. 1312 S. 118—119. 104119. T. Schmidt-Kaler, D e s i d e r a t a i n c o n n e c t i o n t i o n of t h e M K - s y s t e m . Vgl. Ref. 1312 S. 348.

with

the

of

objeccalibra-

104120. L.Searle, W . T. Lungershausen, W. L. W . Sargent, S t u d i e s of t h e p e c u l i a r A s t a r s . I V . T h e r e l a t i v e a b u n d a n c e s of f o u r i r o n - p e a k e l e m e n t s . A p J 145 141—152. — Die Untersuchung basiert auf den im Wellenlängenbereich XX 3200—3520 (Dispersion 10 A/mm) gemessenen Äquivalentbreiten von F e II-, Cr II-, Mn I I - u n d Te Ii-Linien in 21 normalen u n d pekuliaren A- u n d B-Sternen. Die Hauptergebnisse sind: 1) Die Anregungstemperaturen der p-Sterne sind denen normaler Sterne derselben F a r b e ähnlich. 2) Alle Ap-Sterne h a b e n m i t Ausnahme der Mn-Sterne abnorm große Mikroturbulenzgeschwindigkeiten. 3) Die Mn-Sterne h a b e n eine a b n o r m e Häufigkeitsverteilung in den 4 untersuchten chemischen Elementen. Loh. 104121. W. Seitter, P r o g r e s s r e p o r t s p e c t r a . Vgl. Ref. 1312 S. 57. — Ref. 104122. S. Sharpless, S p e c t r o s c o p i c Vgl. Ref. 1312 S. 345—347.

on a n

atlas

parallaxes

for

objective-prism

of M - t y p e

104123. U. Sinnerstad, I n v e s t i g a t i o n of q u a n t i t a t i v e m e t h o d s f o r e a r l y - t y p e s t a r s . Vgl. Ref. 1312 S. 91—92.

supergiants. classification

104124. W. M. Sinton, I n t e n s i t i e s of s t e l l a r b a n d s f r o m i n t e r f e r o m e t r i c s p e c t r a . A J 71 398. — Ref. AAS. 104125. J. Smak, « M o k r e »

g w i a z d y . Urania K r a k ó w 37 6—9.

598

X I . Sterne

66, 1966

104126. J . Smolinski, R ô z n i c e w e f e k c i e b l a n k e t i n g d l a g w i a z d s z y b k i c h i p o w o l n y c h . Postçpy Astr. 14 122. — Ref. P T A . 104127. H. Spinrad, M. S. Vardya, s t a r s . A J 71 180. — Ref. AAS.

H,

C,

N,

O abundances

in

M

giant

104128. H. Spinrad, D. M. Pyper, R . L. Newburn jr., R . L. Younkin, Further s t u d i e s of t h e i n f r a r e d s p e c t r a of c o o l s t a r s : T h e w a t e r d e f i c i e n c y i n S s t a r s a n d t h e v a r i a t i o n of w a t e r a b u n d a n c e w i t h M i r a ' s p h a s e . A p J 143 291—298 = Contr. K i t t P e a k National Obs. N r . 125 = Berkeley R e p r . N r . 322. — Mit dem 84"-Spiegel des K i t t P e a k Obs. wurden Spektren von M- u n d Mira-Sternen im Bereich 9000 Â bei einer Dispersion von 126 A/mm aufgenommen. Bei späten S-Sternen wurde im Vergleich zu M-Riesen der gleichen T e m p e r a t u r ein Mangel a n Wasserdampf festgestellt. S-Sterne h a b e n im I n f r a r o t e n offensichtlich ein etwas niedrigeres O/C-Verhältnis als normale M-Sterne. — Die Stärke der Wasserbande A 9400 im S p e k t r u m von Mira scheint von den photosphärischen Temperaturänderungen abhängig zu sein. Sehr. 104129. H. Spinrad, O b s e r v a t i o n s of s t e l l a r molecular hydrogen. A p J 145 195—205 = Berkeley Repr. Nr. 344. — I n den I n f r a r o t s p e k t r e n von 10 späten M-Sternen (Veränderlichen) k o n n t e n die S (2)- u n d S(3)-Linien der (2-0)-Rotationsschwingungsbande des H 2 teilweise nachgewiesen werden. Sie sind a m stärksten im Spektrum von o Cet in der N ä h e des Minimums u n d ziemlich s t a r k in denen von W H y a , R Aql (nachmaximale Phasen) u n d a Ori. Die f ü r einige Sternatmosphären berechnete H 2 -Häufigkeit ist von der Größenordnung 3 X 1026 Moleküle/cm 2 . Loh. 104130. H. Spinrad, M. S. Vardya, A p p r o x i m a t e a b u n d a n c e s of t h e l i g h t e l e m e n t s f r o m t h e m o l e c u l a r s p e c t r a of M a n d S s t a r s . A p J 146 399—410 = Berkeley Repr. Nr. 355. — Zu dieser Untersuchung wurden I n f r a r o t b a n d e n der Moleküle H 2 , CO, H 2 0 , CN, TiO u n d VO herangezogen. Unsicherheiten in den Häufigkeitsbestimmungen gehen mit auf die unsichere T e m p e r a t u r skala der späten Spektraltypen zurück. F ü r die M-Sterne a Ori u n d R Leo ergaben sich [0]/[C] = 1.05, [ 0 ] / [ H ] lO" 3 , [N]/[C] ~ 2. Der S-Stern x Cyg h a t [0]/[C] !» 1.0 u n d eine große N-Häufigkeit. Der Schnelläufer W H y a d ü r f t e ein größeres [0]/[C]- Verhältnis haben als normal bewegte Sterne. [N]/[C]- u n d [0]/[C]-Verhältnisse werden in Beziehung auf den CNO-Zyklus diskutiert. Loh. 104131. H. Spinrad, L. V. Kuhi, A n u n s u c c e s s f u l s e a r c h f o r b o r o n c o m p o u n d s i n M s t a r s . Publ A S P 78 174—175 = Berkeley Repr. N r . 337. — Die Suche nach Linien von B H u n d BO auf Spektren sehr großer Dispersion verlief negativ. Die solare Linie A 8668 ist wohl keine BI-Linie. Loh. 104132. F. Spite, M é t h o d e q u a n t i t a t i v e d e c l a s s i f i c a t i o n t r i - d i m e n s i o n n e l l e d ' é t o i l e s f r o i d e s . A p p l i c a t i o n s . A n n d'Astrophys 29 601— 631 = Publ. Obs. H a u t e Provence 8 N r . 39. — I n Spektren kleiner bis mäßiger Dispersion von etwa 100 Sternen h a t Verf. die Linientiefen von r u n d 20 kräftigen Linien gemessen. Die Messungen hängen von der effektiven T e m p e r a t u r , der Schwere (ersatzweise der absoluten Größe) u n d der Metallhäufigkeit ab, nicht aber v o n der Mikroturbulenz. Die erhaltenen Korrelationen lassen sich r ü c k w ä r t s verwenden, u n d dazu noch zur Bestimmung des Farbenindex. So k o n n t e n gewisse Sterngruppen statistisch näher diskutiert werden. Loh. 104133. F. Spite, C l a s s i f i c a t i o n s p e c t r a l e à t r o i s p a r a m è t r e s d ' é t o i l e s f r o i d e s p a r m e s u r e de r a i e s . A p p l i c a t i o n à la d é t e r m i n a t i o n des a b o n d a n c e s e n m é t a u x . Vgl. Ref. 1312 S. 95—99. 104134. C.B.Stephenson, S e a r c h f o r n e w n o r t h e r n W o l f - R a y e t s t a r s . A J 71 477—481. — Die Beschränkung der Wolf-Rayet-Sterne auf die Spiral-

66, 1966

104. Spektrum, Temperatur

599

arme unseres Systems, insbesondere aber das völlige Fehlen dieser Objekte im Gegenzentrum der Milchstraße, veranlaßte eine systematische Suche nach diesen Objekten innerhalb eines 4° breiten Gürtels zwischen den Längen l 11 = 10° bis 253° des galaktischen Äquators. Zu diesem Zweck wurden Objektivprismenspektrogramme (750 A/mm bei 4660 A) in Verbindung mit einem GG 5-SchottFilter auf Kodak 103 a O-Platten mit dem 24/36 zölligen Burrell-Schmidt-Spiegel des Warner and Swasey Obs. aufgenommen, die nur den Wellenlängenbereich 4400—4900 A abbilden und somit die O III-Emissionen der planetarischen Nebel ausschließen. Auf diese Weise wurden alle Wolf-Rayet-Sterne bis zur Größe 15?6 (pg) erfaßt. Insgesamt wurden nur 7 neue WR-Sterne gefunden. Das völlige Fehlen dieser Objekte in der «zone of avoidance» wird bestätigt. Bey. 104135. C. B. Stephenson, A c o m p a r i s o n of t h e c l a s s i f i c a t i o n s y s t e m s of l u m i n o u s s t a r s i n t h e n o r t h e r n M i l k y W a y I I a n d I V , f o r s t a r s objective-prism assigned two-dimensional spectral types from p l a t e s . Vgl. Ref. 1312 S. 70—73. 104136. S.E.Strom, J.G.Cohen, K.M.Strom, A n a l y s i s d w a r f s . A J 71 873. — Ref. AAS.

of F a n d

G

sub-

104137. Y. Terashita, S. Matsushima, T h e structure of white-dwarf a t m o s p h e r e s . I. M o d e l a t m o s p h e r e s a n d h y d r o g e n - l i n e p r o f i l e s f o r D A - t y p e s t a r s . A p J Suppl 13 461—501. — Ref. in A p J 144 1259— 1260. — Zwanzig Atmosphärenmodelle für weiße Zwerge des Typs DA wurden mit Rücksicht auf Absorptionslinien, Ionisationsgrad und Balmer-Sprung berechnet. Die Resultate sind von denen für graue Atmosphären verschieden. Aus den beobachteten Farben von etwa 90 Sternen werden T e , log g und HLinienprofile abgeleitet. Die berechneten Profile stimmen gut mit den Beobachtungen überein. DGW 104138. P.-S. The, N e w H - A l p h a e m i s s i o n s t a r s i n t h e r e g i o n of O B a s s o c i a t i o n S g r I I I . Contr. Bosscha Obs. Nr. 34, 5 + 3 S.

the

104139. P.-S. The, A c a t a l o g u e of n e w H - A l p h a e m i s s i o n s t a r s i n t h e E t a C a r i n a e n e b u l a r e g i o n . Contr. Bosscha Obs. Nr. 35, 10 + 11 S. — Ref. in I B S H Nr. 9 S. 21. 104140. P.-S. The, H - A l p h a e m i s s i o n o b j e c t s in t h e E t a C a r i n a e n e b u l a . Contr. Bosscha Obs. Nr. 36, 6 S.

region

104141. P.-S. The, N e w H a e m i s s i o n s t a r s i n t h e r e g i o n a s s o c i a t i o n S g r I I I . I B S H Nr. 8 S. 35. — Ref.

of

the

of t h e

OB

104142. S. Torres-Peimbert, G. Wallerstein, O b s e r v a t i o n s of t h e s t r e n g t h of t h e l i t h i u m r e s o n a n c e l i n e i n 34 c a r b o n s t a r s . A J 71 182—183. — Ref. AAS. 104143. S. Torres-Peimbert, G. Wallerstein, L i t h i u m i n c a r b o n s t a r s . I I . A p J 146 724—730 = Berkeley Repr. Nr. 362. — In 34 Kohlenstoffsternen wird aus den Äquivalentbreiten der Resonanzlinien das Li/Ca-Verhältnis bestimmt. Von 30 Sternen mit geringer Geschwindigkeit zeigen 16 einen merklichen LiGehalt, in 11 weiteren ist die Existenz von Li angedeutet. Der Ursprung des Li in diesen Sternen ist ungeklärt. Alle 5 Schnelläufer dieser Gruppe zeigen dagegen kein Lithium. Voigt 104144. G. Traving, C r i t i c a l s u m m a r y s t a r s . Vgl. Ref. 1310 S. 213—219.

of t h e r e s u l t s f r o m

early-type

104145. B. T. Virich, G. Neugebauer, D. McCammon, R. B. Leighton, E. E. Hughes, E. Becklin, F u r t h e r o b s e r v a t i o n s of e x t r e m e l y c o o l s t a r s . A p J 146

600

X I . Sterne

66, 1966

288—290, mit einer Berichtigung in A p J 147 858. — Von 14 Objekten werden Ort und Infrarotfarbenindizes mitgeteilt. Darunter sind auch einige Veränderliche. Loh. 104146. A. B. Underbill, T h e E a r l y T y p e S t a r s . Dordrecht, D. Reidel Publishing Company, 1966. 13 + 282 S. Preis hfl 52.00. — B. in Ann d'Astrophys 3« 357—358, H e D 65 287, Nature 218 866—867, Obs 87 47, Science 156 785. 104147. A. B. Underbill, S u g g e s t i o n s r e g a r d i n g t h e e f f e c t i v e t e m p e r a t u r e s a n d b o l o m e t r i c c o r r e c t i o n s f o r B - t y p e s t a r s . Vgl. Ref. 1309 S. 41—51 = Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht Overdruk 4° Nr. 49. 104148. M. S. Vardya, N e g a t i v e c h l o r i n e i o n a n d M - s p e c t r a l type s t a r s . MN 132 475—478. — Die durch Cl~ verursachte Absorption kann bei M-Zwergen im UV-Spektrum eine beträchtliche Depression hervorrufen. Bro. 104149. M. S. Vardya, M - d w a r f a n d s u l p h u r . Obs 86 30—31.

stars

and

abundance

of

potassium

104150. M. S. Vardya, E l e c t r o n p r e s s u r e , n e g a t i v e i o n s a n d M - s p e c t r a l t y p e s t a r s . Obs 86 32—34. — Negative Ionen von CI, CN, C 2 , H 2 0 etc., die im Vergleich zum Wasserstoff in Richtung abnehmender Temperaturen sehr elektronenaffin sind, werden unter gewissen Temperaturen und Drucken so häufig sein, daß sie den Elektronendruck stark beeinflussen werden. Bei der Vernachlässigung dieses Effektes ergeben sich Unstimmigkeiten im bzw. zwischen Gesamtund Elektronendruck. Loh. 104151. M. S. Vardya, A r e a l l c a r b o n s t a r s h e l i u m r i c h ? Obs 86 162 —164. — Einige Heliumsterne sind auch als Kohlenstoffsterne zu betrachten, zu denen unter anderem auch R CrB gehört, den ein Wasserstoffdefizit kennzeichnet. Starke CH-Linien in Kohlenstoffsternen hoher Geschwindigkeit lassen sich (jedoch) am einfachsten durch relativ große Wasserstoffhäufigkeit erklären. Loh. 104152. A. H. Vaughan jr., G. Münch, H i g h - r e s o l u t i o n o b s e r v a t i o n s of i n t e r s t e l l a r s o d i u m D l i n e s w i t h a n i n t e r f e r o m e t e r . A J 71 184. — Ref. AAS. 104153. F. van't Veer, L ' a u t o m a t i s a t i o n d e l a c l a s s i f i c a t i o n s p e c t r a l e t r i - d i m e n s i o n n e l l e d e P a r i s . Ann d'Astrophys 29 293—296 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 309. 104154. G. A. H. Walker, S. M. Hodge, E q u i v a l e n t w i d t h s a n d h a l f - w i d t h s of t h e X 4 3 8 8 a n d A 4 4 7 1 H e I l i n e s , r o t a t i o n a l v e l o c i t i e s , a n d A 4 4 3 0 c e n t r a l d e p t h s f o r 4 5 0 O t o B 5 s t a r s . Publ. Dominion Astrophys. Obs. Victoria 12 401—424. — Die Messungen beruhen bei jedem Stern auf 2 Spektren. Zur Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeiten v sin i wurde die Summe der beiden Halbbreiten (der Heliumlinien) mit den von Slettebak, Howard und Treanor (vgl. A J B 49 Ref. 9810, 55 Ref. 9803, 60 Ref. 10630) abgeleiteten v sin i in Beziehung gesetzt. Theoretisch sollte diese Beziehung nicht linear sein, praktisch empfiehlt sich aber wegen ihrer Unsicherheit eine lineare. Meßwerte und Ergebnisse sind katalogisiert. Loh. 104155. N. Walker, A l i s t of n e w l y i d e n t i f i e d m e t a l l i c l i n e A s t a r s . Obs 86 154—157. — I m Rahmen des in Herstmonceux 1959—1960 mit dem Einprismenspektrographen des 36'-Yapp-Teleskops durchgeführten Beobachtungsprogramms wurde eine Reihe von A-Sternen mit anomal starken Metallinien gefunden. F ü r 25, die nicht im Katalog von Bertaud (vgl. A J B 59 Ref. 10407,

601

104. Spektrum, Temperatur

66, 1966

60 Ref. 10408, 65 Ref. 10413) enthalten sind, werden Farbenindizes, MKSpektraltypen sowie Rotationsgeschwindigkeiten in einer Tabelle mitgeteilt. Henn 104156. G. Wallerstein, H. L. Helfer, P h o t o m e t r i e m e t h o d s f o r m e a s u r i n g t h e m e t a l c o n t e n t of K g i a n t s . A J 71 350—354; A J 71 402 (Ref. AAS). — Bs wird versucht festzustellen, ob m a n aus photometrischen Messungen verschiedener Art u n d ihren Kombinationen Schlüsse auf den Metallgehalt roter Sterne ziehen k a n n . Dazu werden in Diagrammen gegen [Fe/H] a u f g e t r a g e n : ö ( U - B ) , Mve f ü r G 8 - K 2 - R i e s e n , /IMve f ü r F 8 - G 2 - Z w e r g e , C u n d ( B - V ) s ( G - I ) 6 . Dabei zeigt sich, daß alle Methoden ihre Mängel haben, u n d d a ß vermutlich ein Vierfarbensystem den größten Erfolg verspricht. Loh. 104157. G. Wallerstein, L i t h i u m i n g i a n t s t a r s of t y p e s F 0 t o G 5 . A p J 143 823—827. — F ü r einige F- u n d G-Riesen ist das Häufigkeitsverhältnis Li/Ca b e s t i m m t worden. W ä h r e n d drei von fünf F-Riesen relativ viel L i t h i u m enthalten, sind die G-Riesen a r m daran. Das trifft auch auf die beiden K o m ponenten von Capella (F, G) zu. Vermutlich sind diese Unterschiede auf unterschiedliche Durchmischung bzw. unterschiedliche Tiefe der K o n v e k t i o n der oberflächennahen Schichten dieser Sterne während ihres Riesenstadiums zurückzuführen. Loh. 104158. G. Wallerstein, C h e m i c a l Vgl. Ref. 1310 S. 238—245.

analysis

of

stars

* * G. Wallerstein, O b s e r v a t i o n s of t h e l i t h i u m v i s u a l b i n a r y s y s t e m s . Vgl. Ref. 11252. 104159. B.Warner,

The

barium

stars.

of

types

content

F0—G5.

of s t a r s

in

Vgl. Ref. 1310 S. 300—303.

104160. A. E . Whitford, A l u m i n o s i t y d i s c r i m i n a n t i n t h e s p e c t r u m of l a t e - t y p e s t a r s . Vgl. Ref. 1312 S. 19. — Ref.

infrared

104161. J . A. Williams, P h o t o m e t r i c s e p a r a t i o n of t e m p e r a t u r e , d e n i n g , a n d c h e m i c a l c o m p o s i t i o n . Vgl. Ref. 1312 S. 211—219. 104162. 0 . C. Wilson, S t e l l a r c h r o m o s p h e r e s . Allgemeinverständliche Übersicht.

red-

Science 151 1487—1498. —

104163. 0 . C. Wilson, A. Skumanich, C h r o m o s p h e r i c a c t i v i t y a s a f u n c t i o n of a g e i n m a i n - s e q u e n c e s t a r s . Vgl. Ref. 1312 S. 40—42. * * 0 . C. Wilson, S t e l l a r r o t a t i o n . Vgl. Ref. 10617.

convection

zones,

chromospheres,

104164. B. F. Wing, H. Spinrad, L. V. Kuhi, S p e c t r o p h o t o m e t r y of t h r e e e x t r e m e l y r e d s t a r s . A J 71 187. — Ref. AAS.

and

studies

104165. S . C . W o l f f , G. Wallerstein, A r e d i s c u s s i o n of t h e r a t i o of m a n g a n e s e t o i r o n i n G d w a r f s a n d t w o y e l l o w g i a n t s . A p J 144 419 —422 = Berkeley R e p r . N r . 334. — D a s Mangandefizit in m e t a l l a r m e n Sternen erweist sich u n t e r Berücksichtigung der Hyperfeinstruktur der Mn-Linien als nicht mehr so k r a ß . Eine Korrelation zwischen den Häufigkeitsverhältnissen [Mn/Fe] u n d [Fe/H] (vgl. Wallerstein, A J B 62 Ref. 10457) existiert noch, doch m i t geringerer Steigung. I n diese Beziehung passen jetzt auch zwei Unterzwerge hinein. Loh. 104166. H . J . W o o d , A s t u d e n t e x p e r i m e n t Publ. McCormick Obs. 15 16—18.

in s p e c t r a l

classification.

602

X I . Sterne

66, 1966

104167. W. I. Woroschilow, S p e k t r a l k l a s s i f i k a t i o n v o n S t e r n e n i n z w e i G e b i e t e n i n A q u i l a . Vgl. Ref. 1150 S. 92—111 (russ. mit engl. Ref.). — Von 3500 Sternen bis 12"?5 in den Gebieten u m a = 18 h 50 m , ö = +5° u n d a = 19 h , ö — +11° sind die Spektralklassen b e s t i m m t worden. F ü r 0 - F 5 - S t e r n e wird die Klassifikation n u r nach einem P a r a m e t e r durchgeführt, die Sterne später Spektralklassen werden in Zwerge u n d Riesen unterteilt. Die Genauigkeit der Schätzungen liegt bei etwa 0.2. Wie ein Vergleich zeigt, stimmen die vom Verf. erhaltenen Ergebnisse hinreichend g u t mit dem K a t a l o g von Pronik u n d d e m H D - K a t a l o g überein. Verf. (ü.) 104168. J. D. Wray, A n e w c a t a l o g u e of H a e m i s s i o n s o u t h e r n h e m i s p h e r e . A J 71 403. — Ref. AAS.

o b j e c t s in

the

104169. K. 0 . Wright, S t e l l a r a t m o s p h e r e s a n d t h e i r s p e c t r a . J R A S Canada 60 97—118 = Contr. Dominion Astrophys. Obs. Victoria N r . 100. 104170. K.O.Wright, T.V.Jacobson, M e a s u r e m e n t s of l i n e - r a t i o s u s e d f o r l u m i n o s i t y c l a s s i f i c a t i o n i n s t e l l a r s p e c t r a of t y p e s F t o K . J R A S Canada 60 196—197 (Ref.); P u b l . Dominion Astrophys. Obs. Victoria 12 373—390. — Die bereits von Young u n d H a r p e r (vgl. A J B 26 Ref. 7322) b e n u t z t e n 14 Linienverhältnisse zur Bestimmung der absoluten Größe werden e r n e u t ü b e r p r ü f t . Dazu wurden die Spektren von 17 Sternen mit 2 bis 5 A/mm Dispersion u n d diejenigen von 25 Sternen m i t 30 A/mm Dispersion ausgewählt. Die Messungen bei der größeren Dispersion sind etwas genauer. Loh. 104171. K.O.Wright, L i n e - i n t e n s i t y measurements obtained high-dispersion stellar spectra. Vgl. Ref. 1310 S. 15—36 = Dominion Astrophys. Obs. Victoria Nr. 91.

from Contr.

104172. A. A. Wyller, N e w C 1 3 i n d i c a t o r s i n s t e l l a r s p e c t r a . A p J 143 828—851 = Inst. Theoret. Astrophys. Blindem—Oslo Repr. Nr. 64. — I m L a b o r sind die Wellenlängen von 259 Linien der roten (2,0)-C 1 3 N 1 4 -Bande u n d 178 Linien der roten (3,1)-C 1 3 N 1 4 -Bande (halbautomatisch) vermessen worden, u m mit deren Hilfe in den Kohlenstoffsternen H D 156074, Y CVn, 19 Psc, D S Peg u n d W Z Cas das Häufigkeitsverhältnis von C 12 zu C 1 3 zu bestimmen. Dazu sind die Linien der «normalen» (2,0)—C 12 N 14 -Bande, die in dieselben Spektralbereiche fallen, untersucht u n d verwandt worden. Auf diese Weise wurden zahlreiche C 1 3 -Indikatoren gefunden (Tabelle). Zur Bestimmung des Häufigkeitsverhältnisses C 12 /C 13 wurden zwei deutlich isolierte Rotationslinien benutzt, die isotope P 2 (19)Linie bei 8019.351 A u n d die normale R,(40)-Linie bei 8038.125 Ä. Bs ergaben sich W e r t e zwischen 2 : 1 u n d 11 : 1, die in Beziehung zum CNO-Zyklus diskut i e r t werden. Loh. 104173. A. A. Wyller, R o t a t i o n a l l i n e i d e n t i f i c a t i o n s of t h e r e d (2,0) C 1 3 N 1 4 b a n d i n t h e s p e c t r a of c a r b o n s t a r s . Vgl. Ref. 1310 S. 306. — Ref. 104174. K. Zdanaviiius, A. Bartkevifius, G. Kakaras, T h e e n e r g y d i s t r i b u t i o n i n t h e s p e c t r a of 2 4 s t a r s . Astr. Obs. Biul. Vilnius Nr. 16 S. 28—40 (russ. mit litau. u n d engl. Ref.). — F ü r 24 Sterne verschiedener Spektral- u n d Leuchtkraftklassen wurde die Intensitätsverteilung im Gebiet 3800—6500 A photographisch bestimmt. Die Dispersion betrug 160 A/mm bei H y . Die Messungen wurden a n 4 Standardsterne angeschlossen, deren Intensitätsverteilung von Code u n d Oke photoelektrisch b e s t i m m t worden ist. Die tabulierten W e r t e sind Mittel f ü r 50 A-Abschnitte. Der E f f e k t der Spektrallinien wurde einbezogen; die Ergebnisse sollen zur Aufsuchung optimaler Gebiete f ü r eine Vielfarbenphotometrie dienen. Ond.

«6, 1966

104. Spektrum, Temperatur

603

104175. H. Zirin, A . H. Vaughan jr., H e l i u m 10830 Ä a b s o r p t i o n in l a t e t y p e stars. A J 71 188—189. — Ref. AAS. 104176. T h e o r i e der Sternspektren. Redigiert von W . W . S o b o l e w . Moskau, «Nauka», 1966. 388 S. Preis 1 R . 40 Kop. (russ.). — B. in Astrofisika 2 497—499. * * Stellar

E v o l u t i o n . Vgl. Ref. 1304.

* * Proceedings of the E f f e c t . Vgl. Ref. 1339. * * The Middle R e f . 16155.

I . A . U.

Ultra-Violet:

Colloquium

Its

Science

on and

the

Blanketing

Technology.

Vgl.

Spektren einzelner Sterne 104177. Y . Andrillat, N. Morguleff, E t u d e c o m p a r é e des « é r u p t i o n s » de p o t a s s i u m dans 4 H e r , H D 117043 e t H D 88230. Ann d'Astrophys 29 17—21 = Publ. Obs. Haute Provence 8 Nr. 17 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (B) Nr. 296. — Aus Spektrogrammen von 4 Her, H D 117043 und H D 88230 wurde je eine kurze, intensive Emission des K I-Dubletts bei 7665 und 7699 Â gefunden. Die Linienprofile sind durch Absorption der überlagerten atmosphärischen A-Bande des 0 2 beeinflußt. Die Radialgeschwindigkeiten der 3 Sterne sind verschieden. Die Emissionen sind nicht in der Erdatmosphäre entstanden. Die Breite der Profile bei halber Intensität scheint mit dem Spektraltyp von B 9 nach K 7 zu wachsen. Die Äquivalentbreiten und die Zentralintensitäten zeigen diesen Gang nicht. Dauer und Häufigkeit der Flares sind noch zu klären. Fortlaufende Aufnahmen des Sonnenspektrums seit Mai 1965 zeigen keine KI-Emission. O. G. 104178. L. H. Auer, D. Mihalas, L. H. Aller, J. E. Ross, T h e m a n g a n e s e s t a r 53 T a u r i . I I . F i n e a n a l y s i s . ApJ 145 153—173 = Astr. Papers Univ. California Los Angeles 5 Nr. 13. — Der Häufigkeitsanalyse dieses Sterns ist eine Modellatmosphäre zu Grunde gelegt worden, die die gemessenen Profile der WasserstofFlinien gut darstellt. Helium erweist sich als unterhäufig (Nne : N h = 0.03), die anderen Elemente leichter als Titan sind normalhäufig. Die effektive Schwere beträgt log g = 3.62. Die Elemente schwerer als Titan sind zum Teil stark überhäufig, insbesondere Mangan (120mal). Loh. 104179. R. Bajcar, T h e s p e c t r u m o f 37 L i b r a e . Contr. Astr. Obs. Skalnaté Pleso 3 149—169. — Aus vier Spektrogrammen des Schnelläufers 37 Lib, die im Coudé-Fokus des 100'-Reflektors (Mt. Wilson) und des 200'-Reflektors (Mt. Palomar) aufgenommen wurden, erhielt Verf. die Wellenlängen und Äquivalentbreiten einer großen Zahl von Linien im Wellenlängenbereich 3300 A bis 4300 Â. Die Daten werden zur Bestimmung der Wachstumskurve, der Anregungstemperaturen für eine Anzahl neutraler Atome und des relativen Gehalts an Elementen in der Atmosphäre des Sterns benutzt. Gü-Li 104180. B. Baschek, H. Holweger, 0. Namba, G. Traving, Q u a n t i t a t i v e A n a l y s e des S p e k t r u m s des F 8 V - S t e r n s B e t a V i r g i n i s . Mitt. A G Nr. 21 S. 102. — Ref. AG. 104181. K . Bereg, A b s o r p c j a — Ref. P T A .

liniowa

w a Cephei.

Postçpy Astr. 14 116.

104182. R. A. Berg, H. J. Wood, C a l l K l i n e v a r i a t i o n s in t h e v a r i a b l e 73 D r a c o n i s . A J 71 378. — Ref. AAS.

spectrum

604

X I . Sterne

66, 1966

104183. J. Berger, Â.-M. Fringant, E t u d e s p e c t r o p h o t o m é t r i q u e d e l ' é t o i l e à h é l i u m B D + 37°442. CR (B) 268 1189—1190 = Contr. Inst. d'Astrophys. Paris (A) Nr. 346. — I m Spektrum dieses Sterns findet man kräftige Helium I l Linien, während die Wasserstofflinien fehlen. Nach spektrographischen Beobachtungen am Obs. H a u t e Provence zwischen 4900 und 3100 A bzw. 6200 und 3100 A ergeben sich unter Berücksichtigung einer kleinen interstellaren Rötung recht hohe Farbtemperaturen im Blauen (24000°) und Ultravioletten (35000°), etwa wie bei dem heliumreichen blauen Unterzwerg B D +75°325. Der PickeringSprung (He II) bei 3700 A deutet sich schwach an. Loh. 104184. M. Bloch, M H a 3 2 8 — 1 1 6 , é t o i l e à r a i e s d ' é m i s s i o n . CR (B) 262 148—151 = Publ. Obs. H a u t e Provence 8 Nr. 18. — Dieser Ha-Stern, der von 1920 bis 1963 immer schwächer als 15m war und dessen Helligkeit sich nur wenig änderte, ist von 1963 bis Juli 1965 um 3 m heller geworden. Sein Spektrum enthält eine große Zahl von Emissionslinien, insbesondere verbotene. Verf. veröffentlicht eine Registrierkurve und teilt Identifikationen mit. Loh. 104185. E. Böhm-Vitense, Z u r I n t e r p r e t a t i o n d e r Geschwindigkeitsu n d I n t e n s i t ä t s v a r i a t i o n e n d e r L i n i e n v o n a 2 CVn. ZfA 64 326— 336. — Verf. sagt zusammenfassend, daß man mit der Schiefen-Rotator-Hypothese alle beobachteten periodischen Variationen in den wesentlichen Zügen wiedergeben kann, wenn man annimmt, daß die E u Ii-Linien sehr stark bevorzugt an den magnetischen Polen (mit geringer Feldstärke) entstehen, während die Cr Ii-Linien stark bevorzugt in der Nähe des magnetischen Äquators entstehen. Kleine Abweichungen zwischen Beobachtungsergebnissen und berechneten Variationen sind, soweit sie nicht auf Unsicherheiten in den Beobachtungen beruhen, wahrscheinlich auf die starke Schematisierung unseres Modells zurückzuführen. Verf. 104186. H. E.Bond, W. P. Bidelman, O n t w o n o n e x i s t e n t Wolf-Rayet s t a r s . Publ ASP 78 261. — Es handelt sich um die Nummern 121 und 123 des Katalogs von Roberts (vgl. A J B 62 Ref. 14424). Der erste Stern konnte nicht gefunden werden, der zweite ist der rötliche Veränderliche PZ Cas, bei dem die TiO-Banden Emissionen vorgetäuscht haben könnten. Möglicherweise sind die beiden Nummern identisch. C. H . 104187. A. W. Charitonow, V i e r t e L i s t e d e r a u ß e r a t m o s p h ä r i s c h e n s p e k t r a l p h o t o m e t r i s c h e n S t a n d a r d s . Die E n e r g i e v e r t e i l u n g in d e n S p e k tren von 13 S t e r n e n i n a b s o l u t e n E i n h e i t e n . Publ. Astrophys. Inst. Alma-Ata 7 70—78 (russ. mit engl. Ref.). — Betrifft y Peg, f Per, r/ Aur, ß Eri, t Ori, a CMi, rt Hya, i UMa, ß Leo, a Vir, 109 Vir, £ Oph, e Aqr. 104188. I. J. Danziger, P r o b l e m s of n u c l e o s y n t h e s i s i n t h e s u b d w a r f s G a m m a P a v o n i s a n d Z e t a 1 R e t i c u l i . A p J 143 527—534. — Zur Feststellung der Häufigkeit von Elementen sind die Wachstumskurven von y P a v und t} Ret analysiert worden (Spektralbereich 4000—4900 À, Dispersion 6.7 A/mm). Von einer Anzahl von Elementen wird der relative Überschuß im Vergleich zur Sonne mitgeteilt. Die gegenwärtige Theorie des Einfangs langsamer Neutronen wird durch die Untersuchung der Abhängigkeit des Produktes aus Überschuß und Neutroneneinfang vom Atomgewicht gestützt. Sehr. 104189. I. J. Danziger, A b u n d a n c e of e l e m e n t s i n S i g m a B o ö t i s . A p J 143 591—592. — Die in der Untersuchung von Wright etc. (vgl. A J B 64 Ref. 104102) unter anderem gemessenen Linienstärken sind zu einer differentiellen Wachstumskurvenanalyse von a Boo und a CMi benutzt worden. Verf. teilt die Parameter Te, v (micro), log Pe und log K für beide Sterne mit, ferner die Häufigkeitsverhältnisse zahlreicher Elemente von Mg bis Sm (in a Boo relativ zu a CMi). Diese Elemente sind in a Boo weniger häufig. Loh.

66, 1966

104. Spektrum, Temperatur

605

104190. A.-M. Delplace, E t u d e d e s v a r i a t i o n s d e l a v i t e s s e r a d i a l e d e C T a u r i . CR (B) 262 1562—1565 = Publ. Obs. Haute Provence 8 Nr. 27. — Der kurzen Periode der Radialgeschwindigkeiten von 133 Tagen überlagert sich eine von 6 Jahren und 10 Monaten und etwa vierfacher Amplitude, die auch von Änderungen der Balmer-Linien begleitet wird. Loh. 104191. M. W. Dolidse, G. N. Dshimschelejschwili, E i n n e u e s Emissionso b j e k t i n H e r k u l e s . AC Nr. 385 S. 7—8 (russ.). — Vir, 56 Leo), die G. W . Preston m i t dem Coudé-Spektrographen (16 Â/mm) a m 120"-Reflektor des Lick Obs. erhalten h a t t e , wurde der E f f e k t der TiO-Absorption auf die B- u n d V-Helligkeiten abgeschätzt. Die Energieverteilung in den Spektren der Sterne wurde durch Ausmessung der Flächen unterhalb der I n t e n s i t ä t s k u r v e n ermittelt. Die Beträge der vom TiO absorbierten Energie im Gelben u n d R o t e n werden abgeleitet. E. R. 104207. M. Kubiak, W p l y w p a s m a b s o r p c y j n y c h T i O n a wskazniki b a r w y o l b r z y m ô w t y p u M. Postçpy Astr. 14 121—122. — Ref. P T A .

66, 1966

104. Spektrum, Temperatur

607

104208. T. N. Kusnezowa, S p e c t r o p h o t o m e t r y of t h e h y d r o g e n and c o n t i n u o u s s p e c t r u m of t h e s t a r / J C r B . Mitt. Astr. Hauptobs. Pulkowo 24 Nr. 4 (180) S. 102—115 (russ. mit engl. Ref.). — Spektrogramme, die am 122 cm-Reflektor des Astrophys. Obs. Krim und am ASI-5-Teleskop in Pulkowo aufgenommen wurden, ergaben 1) die Elektronendichten für ß CrB nach der Inglis-Tellerschen-Formel und nach zwei Varianten der Unsöldschen Formel, die wegen der Überlappung der Flügel der hohen Glieder der Balmer-Serie und wegen des Einflusses der Elektronen auf WA verbessert wurden, 2) die Logarithmen von n e für den Vergleichsstern a Lyr aus n m , 3) lg p e für ß CrB und a Lyr. Der Unterschied der Elektronendichten um den Faktor 10 entspricht den effektiven Tiefen der Bildung der Wasserstofflinien Hy und H geben etwas unterschiedliche Information über die vermutete Apsidendrehung. Verf. 11306. R. F. Griffin, T h e s p e c t r o s c o p i c b i n a r y 7 3 L e o n i s . Obs 86 145 —148. — Frühere Radialgeschwindigkeitsmessungen des K 3 - S t e r n s 73 Leo von den Observatorien Victoria u n d Lick (1919—1926) werden mit neuesten Messungen des Verf. a m lichtelektrischen Radialgeschwindigkeits-Spektrometer des Cambridge Obs. (1966) verglichen u n d weisen auf eine Änderung langer Perioden hin. Die UBV-Helligkeiten von A. N. Argue (vgl. A J B 63 Ref. 10301) lassen sich durch ein Modell eines K 3 H I - S t e r n s mit einem Begleiter vom T y p F l V g u t darstellen. Verf. hält 73 Leo für einen spektroskopischen Doppelstern m i t etwa 10 J a h r e n Periode u n d empfiehlt weitere Beobachtungen. Gü-Li 11307. F. Gutmann, A s t u d y of t h e s p e c t r o s c o p i c b i n a r y 3 v O p h i u c h i (H. D. 1 4 8 3 6 7 ) . Publ. Dominion Astrophys. Obs. Victoria 12 391—399. — F ü r den Doppellinienstern 3 v Oph wurden aus 50 Spektrogrammen eine R G - K u r v e abgeleitet u n d eine spektroskopische B a h n mit P = 27 d 218 berechnet, nachdem H . A. A b t (vgl. A J B 61 Ref. 11303) einen ersten Versuch mit den zwei Lösungen P = 27125 u n d P = 13^45 durchgeführt hatte. Bei A n n a h m e des gleichen Spekt r a l t y p s A 7 f ü r beide Komponenten, einer L e u c h t k r a f t a b s c h ä t z u n g u n d der Masse-Leuchtkraftbeziehung Mb = 4.6 — 10.0 log ß folgen nach der Massenfunktion aus der Bahnbestimmung die Einzelmassen 2JIA = 1.38 SSJÎQ u n d 3JÎB = I.23 2JJq. Dabei wurde als beste Hypothese die Neigung i = 30?5 angenommen. Gü-Li 11308. J . F. Heard, O r b i t a l e l e m e n t s f o r t h e s p e c t r o g r a p h i c b i n a r y , H . D . 1 3 1 8 6 1 . J R A S Canada 60 128—130 = Commun. David D u n l a p Obs. Nr. 138. — Aus 42 Spektrogrammen, aufgenommen a m 74'-Reflektor des David D u n l a p Obs. (Dispersion 33 A/mm u n d 40 A/mm bei Hy), wurden Bahnelemente f ü r den Einlinienstern nach der Methode von R . K . Young abgeleitet. Gü-Li 11309. A. Pedoussaut, B i n a i r e s s p e c t r o s c o p i q u e s . 9 m e c a t a l o g u e c o m p l é m e n t a i r e . Ann. Obs. Astr. Met. Toulouse 31 39—56, 1965. — Der Katalog stellt eine Fortsetzung des in A J B 65 Ref. 11313 zitierten dar. 11310. R. M. Petrie, D. H. Andrews, R a d i a l v e l o c i t y m e a s u r e s s p e c t r a a n d s t e l l a r m a s s e s . A J 71 175. — Ref. AAS.

of

double

11311. P. Renson, L a b i n a i r e s p e c t r o s c o p i q u e e t v a r i a b l e m a g n é t i q u e H D 8 4 4 1 . Bull. Soc. Roy. Sei. Liège 35 244—249 = I n s t . d'Astrophys. Univ. Liège Coll. 8° Nr. 517. — Babcock h a t nach Spektrogrammen von H D 8441, deren Linien zu schwach sind zur Messung des Magnetfeldes, n u r die Polaritäten ermittelt. Die Änderungen der Polarität widersprechen der von Steinitz f ü r die Magnetfeldänderungen von H D 8441 angegebenen Periode. Verf. findet eine sehr gute Darstellung der RG-Änderungen des Sterns mit der Periode 106Î27 ± Cf?03. E r zeigt, d a ß m i t dieser Periode auch die Magnetfeldänderungen befriedigend dargestellt werden, u n d zwar einschließlich der erwähnten Polaritätsänderungen. Die Streuung der Feldstärken um die mittlere K u r v e entspricht der Streuung bei anderen Sternen mit periodisch veränderlichem Magnetfeld. O. G.

X I I . Doppelsterne. Mehrfachsterne

632

11312. R. Rudolph, D i e brief 15 1 7 — 2 5 .

spektroskopischen

66, 1966

Doppelsterne.

* * J. B. Seldowitsch, 0 . H. Gussejnow, C o l l a p s e d Ref. 44220.

stars

BAV Rund-

in b i n a r i e s .

Vgl.

11313. A. D. Thackeray, T h e s p e c t r o s c o p i c b i n a r y