95 5 5 0 1 96

972 Cohnia . Sach Ausfiihrung einer DistanTenvari- ation aus 1922 und 1926 (1926 XC) rnit Berucksichtigung genaherter 21-Storungen ergab sich die Identitat von 972 mit 1926 XC. Die Zugehorigkeit der Beobachtungen von 1923 bleibt noch zweifelhatt. Eine Bahnverbesserung aus den 3 Opp. 1922, 1923 und 1926 ergab kein befriedigendes Kesultat.

A . Kahrs t ed f . rorg [1924 QN]. Der durch die zwcitgrontc Bewe-

gung = 1343") und sehr groBe Seigung (i= 27') ausge- zeichnete Heinmuthsche Planet kommt jetzt in eine giinstige Opposition. Die Revision meiner Bahn aus der Entdeckungs- opp. 1924 ergab keine nennenswerte Verbesserung derselben. Die aus dem ungewohnlich groBen heliozcntrischen Bogen

- - ~

indem wir den rechten und den linken Teil des Ausdrucks ( 2 )

mit const/L5 *AL multiplizieren, wobei im rechten Teil der Faktor unter das Integralzeichen eingefuhrt wird, und darauf nach allen L summieren und zur Grenze ubergehen, erhalten wir : 00

T:(I + a t ) + k($) = [TO4(r + Q zy) + x($y)] e-3' dy'. 0

Daraus ersehen wir, daI3 00

von 25' abgeleiteten Elemente lassen folgende 13-K vori Be- obachtungen von 1924 ubrig:

1924 ..fa cosd /Id 1924 /fa cosd A6 Febr. T I -O?OI +0'14 1 MLrz 27 -0?25 -I';O

23 + o . o ~ +3.2 ! April TO + o . o ~ +3.4 M B ~ L 7 - 0 . 2 8 + 1.8 2 8 -0.12 -0.7 I 13 1-0.01 +0.9

Die Bahn mu0 danach als sehr sicher bezeichnet werden. Dii nennenswcrte Stbrungen nicht vorhanden sind, so sollte der Planet nicht weit vom Orte der im Planetenheft 1927 gegebenen Ephenieride stehen. Reobachtungen sind dringend

G. Stracke. erwunscht. ~.

0 00

d. i., wenn R ( $ ) = E c i ci, so ist x ( ~ ) = 2 6 ; ri/ i! , was sich 0 0

00

aus der Eigenschaft e c Z x'' dx = n! ergibt.

Indeni wir aus dcr Arbeit von Abbot1) den Wert der Wellenlangen der maximalen Energie entnehmen und nach der Formel von Wien die betreffenden Temperaturen er- mitteln, erhalten wir folgende Werte fur k ( t )

K ( ~ ) / I O ' ~ 0.29 0.23 0.22 0.24 0.26 0.28 0.29 0.30 0.29 0.27 Die Werte werden in cgs-Einheiten und Zentigraden der

absoluten 'Temperaturen erhalten. Der Sprung beim u bergang von E = I zu E=o.gg wird, glaube ich, durch die Ungenauig- keit der gegebenen Wellenlangen der maximalen Intensitat erklart. In der ersten Anniiherung kijnnen wir k ( 2 ) = const : 0 . 2 7 . 1 0 ~ ~ setzen. In diesem Falle ist x ( z ) von derselben GroI3e. Je nach dem Zuwachs von z, wichst die Temperatur, und ~ ( c ) wird verschwindend gering iin Vergleich rnit B(r) , d. i. die Strahlung strebt absolut schwarz zu werden.

Wir konnen auch von dem Sprung bei 5 = I absehen und setzen: .&(~)/1015=0.3j(1 +in. Dann ist ~ ( z ) =0.3-10'5 e-sh. In diesem Falle nimmt X ( L ) ziemlich schnell ab bei Zunahme von z; folglich ist die Strahlung bestrebt, noch schneller absolut schwarz zu werden.

0

$ I 0.99 0.92 0.84 0.76 0.66 0.57 0.48 0.39 0.31

Charkow, Sternwarte, 1927 Jan. 29. -_ - .- -. -

Eine genauere I5estimmung der effektiven Farbtempe- ratur den Radius der Sonnenscheibe entlang gibt uns ein Mittel zu erkennen, wie schnell die Strahlung rnit zunehmender Tiefe absolut schwarz zu werden strebt.

13s bleibt noch die Frage ubrig: welche 'Temperatur konnen wir der Gasschicht der optischen Tiefe 'L zuschreiben? Ebenso wie fiir die Energiestromung, unterscheiden wir auch fiir die Strahlung zwei Arten von Temperaturen: Strahlungstemperatur und Farbtemperatur. Nicht die ganze Energie des Stromes der Strahlungsenergie wirkt rnit der Materie zusammen. Deshalb ist die Gastemperatur nach der Strahlung zu beurteilen.

Wenn die totale Quantitiit der ausgestrahlten Energie in der gegebenen, Schicht der Quantitat der absorbierten nicht gleich ist, so findet eine Vermischung der Atome statt, da eine Xntstehung der Energie in Folge einer Verwandlung der Elemente in den BuBeren 'Teilen der Sterne nicht zu erwarten ist. Das heil3t: In der optischen 'I'iefe z strahlen nicht alle Atome aus, welche hier absorbieren. Diese Differenz zuischen der Strahlung und der Absorption wird rasch wertlos im Vergleich zur Strahlung oderAbsorption2). Deshalb konnen wir darauf verzichten und die Icrgebnisse der gewohnlichen Strahlungstheorie 'benutzen. Nach dieser 'I'heorie3) ist dem Gas die Farbtemperatur der gegebenen Schicht zuzuschreiben.

Die Absorptionslinien vermindern die Strahlungs- temperatur der gegebenen Schicht. Die Verminderung der totalen Quantitat der Radiationsenergie, welche rnit der Materie zusammenwirkt, vermindert den Druck der Radiation einerseits und die potentielle Energie der Atome andererseits.

Das Gesetz der Intensitatsverteilung auf der Sonnen- scheibe ist aus den Werten, die Prof. MzZne in seiner Arbeit (Radiative Equilibrium. Phil. 'Trans. Series A, Vol. 223) gegeben hat, abgeleitet. Diese Werte, die theoretisch erhalten sind, habe ich darum verwendet, weil keine anderen (der Wirklichkeit entsprechenden) bis jetzt existieren. I3s gibt noch andere Umstinde, .die untersucht werden inussen, um die Funktion K ( ; f > genauer zu bestimmen. Diese I'ragen werden vom Autor welter untersucht.

P. Parrhomenko:

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I n h a1 t zu Nr. 5501. /. D y k o w . K. Dubrowshy und A.]akowkin. Beobarhtungen von Kleinen Planeten und des Enckescllen Kometen I924 111 auf der Engelhardt-Sternlvarre im Jahre 1924. 81. - A/. Kosirev urid V. Amburzunrzn~r. Uber die Temperatur der Sonnenoberflache. 89. -- P. PnrchomenRo. Einige Bernerkungen iiber die Sonncnstrahlung. 9 1 . - Mitteilungen iiber Kleine Planeten. 9j. - ]uZic 1M. Vznter Hansew. Komet 1926 f (Comur .Sohi). 95. .- ~. _- -. . ~ . . -. ~ ~ -- -

Gcichlosaen 1927 hfm 3. Herausgebcr : H . K o b o Id. Expedition: Kiel, Moltkestr. 80. Portschcck-Konto Nr. 6238 Hamburg IS. Druck voo C. Schaidt, lnhabcr Georg Oheim, Kiel.