http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/149532 2026-07-10T17:33:47Z 2026-07-10T17:33:47Z Observatorio Astronómico de La Plata http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150080 2023-03-16T04:33:43Z 1951-01-01T00:00:00Z

Publicacion seriada Circular; no 10 Esta publicación incluye: - Organización del congreso - Sesión inaugural - Primera sesión de comunicaciones - Segunda sesión de comunicaciones - Tercera sesión de comunicaciones - Sesión de coloquios - Votos y expresiones de anhelos formulados por el Primer Congreso Interobservatorios Astronómicos Nacionales, en su sesión final - Ponencias presentadas Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1951-01-01T00:00:00Z Esta publicación incluye: - Organización del congreso - Sesión inaugural - Primera sesión de comunicaciones - Segunda sesión de comunicaciones - Tercera sesión de comunicaciones - Sesión de coloquios - Votos y expresiones de anhelos formulados por el Primer Congreso Interobservatorios Astronómicos Nacionales, en su sesión final - Ponencias presentadas Jaschek, Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150079 2023-03-16T04:33:50Z 1952-01-01T00:00:00Z

Articulo Circular; no. 11 En el presente trabajo se han hecho las siguientes hipótesis: 1) la absorción interestelar sigue, en toda la galaxia, una misma ley general. 2) todos los cúmulos globulares más luminosos de una cierta magnitud límite han sido descubiertos; 3) el sistema de los cúmulos globulares tiene simetría esférica alrededor del centro de la galaxia. Es seguro que estas tres hipótesis no son más que esquematizaciones de la realidad, de modo que sólo podremos aspirar a obtener un valor aproximado. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1952-01-01T00:00:00Z En el presente trabajo se han hecho las siguientes hipótesis: 1) la absorción interestelar sigue, en toda la galaxia, una misma ley general. 2) todos los cúmulos globulares más luminosos de una cierta magnitud límite han sido descubiertos; 3) el sistema de los cúmulos globulares tiene simetría esférica alrededor del centro de la galaxia. Es seguro que estas tres hipótesis no son más que esquematizaciones de la realidad, de modo que sólo podremos aspirar a obtener un valor aproximado. Jaschek, Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150078 2023-03-16T04:33:52Z 1952-01-01T00:00:00Z

Articulo Circular; no. 11 En enero de 1950 se inició en La Plata el estudio de la variable AI Velorum, con dos series simultáneas de observaciones: una serie espectrográfica, a cargo del Dr. Gratton y del señor Lavagnino, y otra serie fotométrica, a cargo del suscrito. La serie espectroscópica se observó en la Estación Bosque Alegre del Observatorio de Córdoba; la serie fotométrica se tomó en La Plata. La presente investigación está basada sobre el material recogido en aquella fecha. Los resultados preliminares de este trabajo han sido expuestos junto con la investigación espectroscópica detallada en otro lugar. (A aparecer en “Zeitschrift für Astrophysik”). Dados diversos inconvenientes del material fotográfico y la falta de un aparato para la calibración de placas con imágenes focales, la precisión de los datos fotográficos es algo menor que la esperada. Por este motivo el centró de gravedad de la investigación recayó sobre la serie de observaciones espectrográficas y la serie fotométrica quedó reservada para efectuar un control: independiente de los resultados obtenidos, y para estudiar la correlación entre las variaciones espectrales y las fotométricas. Debe observarse que las presentes observaciones fotométricas son puramente diferenciales; se prescindió de entrada de un estudio de eventuales errores de escala y de origen (cero), dado que esto no afectaría los resultados. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1952-01-01T00:00:00Z En enero de 1950 se inició en La Plata el estudio de la variable AI Velorum, con dos series simultáneas de observaciones: una serie espectrográfica, a cargo del Dr. Gratton y del señor Lavagnino, y otra serie fotométrica, a cargo del suscrito. La serie espectroscópica se observó en la Estación Bosque Alegre del Observatorio de Córdoba; la serie fotométrica se tomó en La Plata. La presente investigación está basada sobre el material recogido en aquella fecha. Los resultados preliminares de este trabajo han sido expuestos junto con la investigación espectroscópica detallada en otro lugar. (A aparecer en “Zeitschrift für Astrophysik”). Dados diversos inconvenientes del material fotográfico y la falta de un aparato para la calibración de placas con imágenes focales, la precisión de los datos fotográficos es algo menor que la esperada. Por este motivo el centró de gravedad de la investigación recayó sobre la serie de observaciones espectrográficas y la serie fotométrica quedó reservada para efectuar un control: independiente de los resultados obtenidos, y para estudiar la correlación entre las variaciones espectrales y las fotométricas. Debe observarse que las presentes observaciones fotométricas son puramente diferenciales; se prescindió de entrada de un estudio de eventuales errores de escala y de origen (cero), dado que esto no afectaría los resultados. Jaschek, Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150076 2023-03-16T04:33:54Z 1952-01-01T00:00:00Z

Articulo Circular; no. 11 Debido a la mala ubicación del Observatorio de Eva Perón desde el punto de las condiciones meteorológicas, resulta imprescindible pensar en la elección de un sitio más adecuado, ya sea para la instalación de nuevos instrumentos, ya sea para el traslado de alguno ya existente. Esta preocupación de la Dirección cristalizó en 1948 con la formación de una expedición destinada al estudio de uno de estos sitios conceptuados como probablemente buenos. La expedición estaba dirigida por el Ing. M. Agabios, actuando el suscripto como ayudante. Por sus actividades docentes, el Ing. Agabios tuvo que dejar la realización del trabajo al infrascrito, tarea de la cual se procura dar cuenta en lo que sigue. En el trabajo se han incluido datos obtenidos por el Ing. M. Agabios, y el autor agradece el permiso de incluirlos en el presente estudio. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1952-01-01T00:00:00Z Debido a la mala ubicación del Observatorio de Eva Perón desde el punto de las condiciones meteorológicas, resulta imprescindible pensar en la elección de un sitio más adecuado, ya sea para la instalación de nuevos instrumentos, ya sea para el traslado de alguno ya existente. Esta preocupación de la Dirección cristalizó en 1948 con la formación de una expedición destinada al estudio de uno de estos sitios conceptuados como probablemente buenos. La expedición estaba dirigida por el Ing. M. Agabios, actuando el suscripto como ayudante. Por sus actividades docentes, el Ing. Agabios tuvo que dejar la realización del trabajo al infrascrito, tarea de la cual se procura dar cuenta en lo que sigue. En el trabajo se han incluido datos obtenidos por el Ing. M. Agabios, y el autor agradece el permiso de incluirlos en el presente estudio. Hartmann, Hulda Alicia http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150074 2023-03-16T04:33:56Z 1952-01-01T00:00:00Z

Articulo Circular; no. 11 Uno de los métodos más eficaces para el estudio de las atmósferas estelares, es sin duda, el de la curva de crecimiento. Esta curva vincula la intensidad de la línea con el número de átomos activos Nₐ que hay en una columna del 1 cm² de sección, de la fotosfera. Para α Bootis, ya Suzanne E. A. van Dijke, obtuvo una curva de crecimiento con líneas del Fe I. En la presente investigación se ensaya construir la curva de crecimiento de esta estrella, tipo espectral K₂, III pec. según el “Atlas” de Morgan, Keenan y Kellmann, para otros elementos. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1952-01-01T00:00:00Z Uno de los métodos más eficaces para el estudio de las atmósferas estelares, es sin duda, el de la curva de crecimiento. Esta curva vincula la intensidad de la línea con el número de átomos activos Nₐ que hay en una columna del 1 cm² de sección, de la fotosfera. Para α Bootis, ya Suzanne E. A. van Dijke, obtuvo una curva de crecimiento con líneas del Fe I. En la presente investigación se ensaya construir la curva de crecimiento de esta estrella, tipo espectral K₂, III pec. según el “Atlas” de Morgan, Keenan y Kellmann, para otros elementos. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150071 2023-03-16T04:33:58Z 1952-01-01T00:00:00Z

Publicacion seriada Circular; no. 11 Índice Declaración del Consejo Nacional de Investigaciones Técnicas y Científicas sobre la misión de la ciencia y la técnica en la Argentina Justicialista. Resolución adoptada en la sesión del 8 de abril de 1952 Estudios para la ubicación de un nuevo observatorio | Jaschek, Carlos O. R. Fotometría fotográfica de AI Velorum | Jaschek, Carlos O. R. El número de cúmulos globulares en nuestra Galaxia | Jaschek, Carlos O. R. Curva de crecimiento de α Bootis, k2 pec | Hartmann, Hulda Alicia Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1952-01-01T00:00:00Z Índice Declaración del Consejo Nacional de Investigaciones Técnicas y Científicas sobre la misión de la ciencia y la técnica en la Argentina Justicialista. Resolución adoptada en la sesión del 8 de abril de 1952 Estudios para la ubicación de un nuevo observatorio | Jaschek, Carlos O. R. Fotometría fotográfica de AI Velorum | Jaschek, Carlos O. R. El número de cúmulos globulares en nuestra Galaxia | Jaschek, Carlos O. R. Curva de crecimiento de α Bootis, k2 pec | Hartmann, Hulda Alicia Sconzo, Pascual http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150068 2023-03-16T04:34:01Z 1952-01-01T00:00:00Z

Articulo Circular; no. 12 Se presentan los resultados de la colaboración prestada al Minor Planets Center de Cincinnati para las efemérides del año 1953, los cálculos de perturbaciones, la determinación de órbitas de asteroides y el mejoramientos de órbitas de cuerpos descubiertos en el Observatorio de Eva Perón. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1952-01-01T00:00:00Z Se presentan los resultados de la colaboración prestada al Minor Planets Center de Cincinnati para las efemérides del año 1953, los cálculos de perturbaciones, la determinación de órbitas de asteroides y el mejoramientos de órbitas de cuerpos descubiertos en el Observatorio de Eva Perón. Itzigsohn, Miguel http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150064 2023-03-16T04:34:04Z 1952-01-01T00:00:00Z

Articulo Circular; no. 12 La tabla de resultados que se da a continuación, ha sido dispuesta dando en primer término y según su secuencia, los asteroides numerados y luego los no identificados. Las posiciones se calcularon utilizando por lo general cinco estrellas del catálogo que se indica en la 6^ columna mediante una compensación simplificada. Cuando las coordenadas estelares correspondían a un equinoccio distinto, se pasó el planetita a 1950.0, con los valores de Newcomb. No se introdujeron correcciones sistemáticas a los catálogos. Las mediciones efectuadas en una máquina Hilguer, se hicieron a cuatro posiciones a 90°. Las estrellas se leyeron dos veces en cada una de las posiciones y cuatro veces el asteroide. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1952-01-01T00:00:00Z La tabla de resultados que se da a continuación, ha sido dispuesta dando en primer término y según su secuencia, los asteroides numerados y luego los no identificados. Las posiciones se calcularon utilizando por lo general cinco estrellas del catálogo que se indica en la 6^ columna mediante una compensación simplificada. Cuando las coordenadas estelares correspondían a un equinoccio distinto, se pasó el planetita a 1950.0, con los valores de Newcomb. No se introdujeron correcciones sistemáticas a los catálogos. Las mediciones efectuadas en una máquina Hilguer, se hicieron a cuatro posiciones a 90°. Las estrellas se leyeron dos veces en cada una de las posiciones y cuatro veces el asteroide. Itzigsohn, Miguel Sconzo, Pascual http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150063 2023-03-16T04:34:14Z 1952-01-01T00:00:00Z

Publicacion seriada Circular; no. 12 Índice Observaciones de planetitas realizadas durante año 1951 | Miguel Itzigsohn Cálculos de perturbaciones y efemérides de planetitas para 1953 | Pascual Sconzo Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1952-01-01T00:00:00Z Índice Observaciones de planetitas realizadas durante año 1951 | Miguel Itzigsohn Cálculos de perturbaciones y efemérides de planetitas para 1953 | Pascual Sconzo Sconzo, Pascual http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150062 2023-03-16T04:34:17Z 1954-01-01T00:00:00Z

Articulo Circular; no. 13 Para el año 1954, se calcularon y se remitieron al Minor Planets Center de Cincinnati (U.S.A.) las efemérides de oposición de los pequeños planetas según la lista asignada con anterioridad a nuestro Observatorio. Como es sabido, los principales centros, que colaboran con la nombrada Central Internacional de Cincinnati, son Heidelberg, Leningrado, Tokyo, Madrid y Eva Perón. Ha ocurrido en los últimos años que los rusos han modificado arbitrariamente la lista de distribución de los planetitas entre los distintos centros de cálculos y por consiguiente hemos visto que muchas de las efemérides que habrían debido calcularse en otro lugar, han sido por el contrario realizadas por el Instituto de Astronomía Teórica de Leningrado. Así ha ocurrido también con algunos de los planetitas de nuestra lista; lo más desagradable, empero, ha sido el enterarnos que entre los planetitas elegidos por los rusos se encuentran algunos para los cuales desde hace muchos años estábamos empeñados en calcular las perturbaciones producidas por Júpiter. Los datos, referentes a los cálculos de dichas perturbaciones, han sido resumidos en nuestra Circular Nº 12 y, por lo tanto, aquí nos limitaremos a dar la continuación de los mismos, hasta el año 1954, como se indicará en el § 2. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1954-01-01T00:00:00Z Para el año 1954, se calcularon y se remitieron al Minor Planets Center de Cincinnati (U.S.A.) las efemérides de oposición de los pequeños planetas según la lista asignada con anterioridad a nuestro Observatorio. Como es sabido, los principales centros, que colaboran con la nombrada Central Internacional de Cincinnati, son Heidelberg, Leningrado, Tokyo, Madrid y Eva Perón. Ha ocurrido en los últimos años que los rusos han modificado arbitrariamente la lista de distribución de los planetitas entre los distintos centros de cálculos y por consiguiente hemos visto que muchas de las efemérides que habrían debido calcularse en otro lugar, han sido por el contrario realizadas por el Instituto de Astronomía Teórica de Leningrado. Así ha ocurrido también con algunos de los planetitas de nuestra lista; lo más desagradable, empero, ha sido el enterarnos que entre los planetitas elegidos por los rusos se encuentran algunos para los cuales desde hace muchos años estábamos empeñados en calcular las perturbaciones producidas por Júpiter. Los datos, referentes a los cálculos de dichas perturbaciones, han sido resumidos en nuestra Circular Nº 12 y, por lo tanto, aquí nos limitaremos a dar la continuación de los mismos, hasta el año 1954, como se indicará en el § 2. Itzigsohn, Miguel http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150061 2023-03-16T04:34:19Z 1954-01-01T00:00:00Z

Articulo Circular; no. 13 La tabla de resultados que se da a continuación ha sido dispuesta dando en primer término y según su secuencia los asteroides numerados, luego los que aún no reunían los requisitos para su catalogación y por último los no identificados. Las posiciones se calcularon utilizando por lo general cinco estrellas del catálogo que se indica en la última columna mediante una compensación simplificada. Las mediciones efectuadas en una máquina Hilguer se hicieron a cuatro posiciones a 90° Las estrellas se leyeron dos veces en cada una de las posiciones y cuatro veces el esferoide. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1954-01-01T00:00:00Z La tabla de resultados que se da a continuación ha sido dispuesta dando en primer término y según su secuencia los asteroides numerados, luego los que aún no reunían los requisitos para su catalogación y por último los no identificados. Las posiciones se calcularon utilizando por lo general cinco estrellas del catálogo que se indica en la última columna mediante una compensación simplificada. Las mediciones efectuadas en una máquina Hilguer se hicieron a cuatro posiciones a 90° Las estrellas se leyeron dos veces en cada una de las posiciones y cuatro veces el esferoide. Gordon, J. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150060 2023-03-16T04:34:21Z 1954-01-01T00:00:00Z

Articulo Circular; no. 13 En el presente trabajo damos cuenta de los cálculos de perturbaciones y de mejoramiento de la órbita del planetita 1951 EV. Este planetita fué descubierto en nuestro Observatorio en el año 1951 y fué observado nuevamente en la oposición del año 1952 en el Observatorio de Bloemfontein (filial de Harvard en África del Sur) y también en el nuestro. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1954-01-01T00:00:00Z En el presente trabajo damos cuenta de los cálculos de perturbaciones y de mejoramiento de la órbita del planetita 1951 EV. Este planetita fué descubierto en nuestro Observatorio en el año 1951 y fué observado nuevamente en la oposición del año 1952 en el Observatorio de Bloemfontein (filial de Harvard en África del Sur) y también en el nuestro. Itzigsohn, Miguel Sconzo, Pascual Gordon, J. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/150058 2023-03-16T04:34:23Z 1954-01-01T00:00:00Z

Publicacion seriada Circular; no. 13 Índice: Observaciones de planetitas realizadas durante el año 1952 | Miguel Itzigsohn Cálculos de planetitas | Pascual Sconzo La órbita del planetita 1951 EV | J. Gordon Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1954-01-01T00:00:00Z Índice: Observaciones de planetitas realizadas durante el año 1952 | Miguel Itzigsohn Cálculos de planetitas | Pascual Sconzo La órbita del planetita 1951 EV | J. Gordon Wilkens, Herbert http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/149853 2023-03-10T04:06:21Z 1954-01-01T00:00:00Z

Articulo Ueber einige Formein der allgemeinen interstellaren Absorption. Circular; no. 14 Durante los últimos años se han propuesto y utilizado diversas fórmulas para representar la absorción interestelar general; la ventaja de estas fórmulas ha sido, sin embargo, puesta en duda por varios autores (véase, por ej. el índice bibliográfico, Schalén (1949) p. 34-35). Todas estas fórmulas emplean la hipótesis natural como primera aproximación, que el plano galáctico sea plano de simetría de la distribución de la materia interestelar que produce la absorción; ésta tiene en dicho plano su máxima densidad, y con ello su poder absorbente máximo; además, ninguno de los autores distingue entre latitud galáctica positiva o negativa. Por lo tanto, en las fórmulas la latitud galáctica B y la altura Z sobre el plano galáctico representan siempre valores absolutos. Con Z creciente, por consiguiente, la densidad D y el coeficiente de absorción de la materia interestelar disminuyen de la misma manera hacia ambos lados del plano galáctico, En este artículo se compara la fórmula propuesta por Parenago (1940, 1945, 1948) con la propuesta por el autor (H. Wilkens, 1945); esto con la finalidad de contestar a las críticas hechas por Parenago 1948, pág. 109) y al mismo tiempo para llamar la atención sobre una cuestión de principio relativo a las fórmulas de absorción. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1954-01-01T00:00:00Z Durante los últimos años se han propuesto y utilizado diversas fórmulas para representar la absorción interestelar general; la ventaja de estas fórmulas ha sido, sin embargo, puesta en duda por varios autores (véase, por ej. el índice bibliográfico, Schalén (1949) p. 34-35). Todas estas fórmulas emplean la hipótesis natural como primera aproximación, que el plano galáctico sea plano de simetría de la distribución de la materia interestelar que produce la absorción; ésta tiene en dicho plano su máxima densidad, y con ello su poder absorbente máximo; además, ninguno de los autores distingue entre latitud galáctica positiva o negativa. Por lo tanto, en las fórmulas la latitud galáctica B y la altura Z sobre el plano galáctico representan siempre valores absolutos. Con Z creciente, por consiguiente, la densidad D y el coeficiente de absorción de la materia interestelar disminuyen de la misma manera hacia ambos lados del plano galáctico, En este artículo se compara la fórmula propuesta por Parenago (1940, 1945, 1948) con la propuesta por el autor (H. Wilkens, 1945); esto con la finalidad de contestar a las críticas hechas por Parenago 1948, pág. 109) y al mismo tiempo para llamar la atención sobre una cuestión de principio relativo a las fórmulas de absorción. Corvalán, Mercedes I. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/149852 2023-03-10T04:06:26Z 1954-01-01T00:00:00Z

Articulo Note on the supposed variability of T Carinae; Circular; no. 14 Las primeras observaciones de HD 94776 efectuadas en Córdoba hicieron suponer que se trataba de una variable. Posteriormente, el tercer catálogo de Chandler la presenta como seguramente variable (T Carinae). Sin embargo, Paddock la considera sumamente dudpsa fundándose en la constancia de la velocidad radial y en el hecho de que las variables de largo período y cefeidas raramente pertenecen al tipo K. Más adelante Jordan hizo ochenta y cuatro estimaciones de magnitud cubriendo el intervalo.; Four spectrograms of the supposed variable T Carinae taken at Bosque Alegre (Córdoba) (42 A/mm) were measured to investigate the hypothetical variability, discussed previously by several investigators. The resulting velocity is —28.1 ± 09 km/sec, a value which agrees, inside the probable error, with that given in the Lick Catalogue. Twenty estimates of the magnitude (between 1948 and 1951), give 7m5 without indication of variability. The conclusion is that T Carinae most probably has constant radial velocity and magnitude, and therefore should be excluded from the Catalogues of Variable Stars. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1954-01-01T00:00:00Z Las primeras observaciones de HD 94776 efectuadas en Córdoba hicieron suponer que se trataba de una variable. Posteriormente, el tercer catálogo de Chandler la presenta como seguramente variable (T Carinae). Sin embargo, Paddock la considera sumamente dudpsa fundándose en la constancia de la velocidad radial y en el hecho de que las variables de largo período y cefeidas raramente pertenecen al tipo K. Más adelante Jordan hizo ochenta y cuatro estimaciones de magnitud cubriendo el intervalo. Four spectrograms of the supposed variable T Carinae taken at Bosque Alegre (Córdoba) (42 A/mm) were measured to investigate the hypothetical variability, discussed previously by several investigators. The resulting velocity is —28.1 ± 09 km/sec, a value which agrees, inside the probable error, with that given in the Lick Catalogue. Twenty estimates of the magnitude (between 1948 and 1951), give 7m5 without indication of variability. The conclusion is that T Carinae most probably has constant radial velocity and magnitude, and therefore should be excluded from the Catalogues of Variable Stars. Jaschek, Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/149849 2023-03-10T04:06:32Z 1954-01-01T00:00:00Z

Articulo On spatial distribution of classical Cepheids Circular; no. 14 En el presente trabajo se estudia la distribución de las cefeidas clásicas (clasificando como tales aquellas con período mayor de un día) para deducir el punto cero de la relación período-luminosidad, independientemente de un estudio sistemático posterior de las velocidades de estas estrellas, y para dilucidar la cuestión de si las cefeidas forman un cúmulo local. La distribución de las cefeidas fue estudiada por varios autores, entre ellos Perrine, Joy, Gaposchkin y Kukarkin, reduciéndose el análisis casi siempre a la distribución aparente. En varios trabajos sobre el punto cero de la relación período-luminosidad, el tema de la distribución se discute en forma incidental. El material usado en el presente trabajo fué tomado del Catálogo General de Estrellas Variables de Kukarkin y Parenago, y de sus suplementos. Fueron eliminadas aquellas estrellas que tienen datos inseguros, o cuya clasificación presenta dificultades, quedando así un total de 514 variables “seguras”.; The material of this investigation consists of 514 stars with period greater than one day, taken from the Parenago and Kukarkin’s Catalogue of Variable Stars. In all computations, the absorption was taken into account by means of Wilkens formulae. First, a zero-point correction to the period-luminosity relation was found by means of the following hypotheses: the mean absolute height about the galactic plane is constant and the mean algebraic height about the same plane is constant. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1954-01-01T00:00:00Z En el presente trabajo se estudia la distribución de las cefeidas clásicas (clasificando como tales aquellas con período mayor de un día) para deducir el punto cero de la relación período-luminosidad, independientemente de un estudio sistemático posterior de las velocidades de estas estrellas, y para dilucidar la cuestión de si las cefeidas forman un cúmulo local. La distribución de las cefeidas fue estudiada por varios autores, entre ellos Perrine, Joy, Gaposchkin y Kukarkin, reduciéndose el análisis casi siempre a la distribución aparente. En varios trabajos sobre el punto cero de la relación período-luminosidad, el tema de la distribución se discute en forma incidental. El material usado en el presente trabajo fué tomado del Catálogo General de Estrellas Variables de Kukarkin y Parenago, y de sus suplementos. Fueron eliminadas aquellas estrellas que tienen datos inseguros, o cuya clasificación presenta dificultades, quedando así un total de 514 variables “seguras”. The material of this investigation consists of 514 stars with period greater than one day, taken from the Parenago and Kukarkin’s Catalogue of Variable Stars. In all computations, the absorption was taken into account by means of Wilkens formulae. First, a zero-point correction to the period-luminosity relation was found by means of the following hypotheses: the mean absolute height about the galactic plane is constant and the mean algebraic height about the same plane is constant. Jaschek, Carlos Corvalán, Mercedes I. Wilkens, Herbert http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/149847 2023-03-20T16:11:33Z 1954-01-01T00:00:00Z

Publicacion seriada Serie Circular; no. 14 Índice - Distribución espacial de las cefeidas clásicas | Carlos O. R. Jaschek - Nota sobre la supuesta T Carinae | Mercedes I Corvalán - Sobre algunas fórmulas de la absorción interestelar general | Herbert Wilkens Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1954-01-01T00:00:00Z Índice - Distribución espacial de las cefeidas clásicas | Carlos O. R. Jaschek - Nota sobre la supuesta T Carinae | Mercedes I Corvalán - Sobre algunas fórmulas de la absorción interestelar general | Herbert Wilkens Wilkens, Herbert http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/149845 2023-03-10T04:06:36Z 1958-01-01T00:00:00Z

Publicacion seriada Einige Anwendungen der neuen Formeln der allgemeinen interstellaren Absorption Serie Circular; no. 15 En el año 1934, Stebbins y Huffer publicaron su primera recopilación sobre excesos de color E426-477 de las estrellas de tipo B. Estos investigadores habían observado 733 estrellas usando un sistema propio de magnitudes absolutas para calcular las distancias de las estrellas, al que llamaron posteriormente M(733 estrellas). Se tomó en cuenta la absorción interestelar visual (λ = 0.55 μ) según una función lineal del exceso de color observado. En 1939-1940, Stebbins, Huffer y Whitford, publicaron la segunda recopilación de excesos de color E426-477 de estrellas de tipo B, disponiendo esta vez de un material observacional mucho más amplio: 1332 estrellas. También aquí calcularon las distancias de todas las estrellas, pero usando esta vez un nuevo sistema de magnitudes absolutas bastante distinto del anterior, al que llamaron M(1332 estrellas) y tomaron en cuenta la absorción interestelar aplicando la misma fórmula lineal anterior, pero con otro valor para el coeficiente. En 1945 y 1947 el autor de este trabajo publicó unas nuevas fórmulas para la absorción interestelar S para varias longitudes de onda. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1958-01-01T00:00:00Z En el año 1934, Stebbins y Huffer publicaron su primera recopilación sobre excesos de color E426-477 de las estrellas de tipo B. Estos investigadores habían observado 733 estrellas usando un sistema propio de magnitudes absolutas para calcular las distancias de las estrellas, al que llamaron posteriormente M(733 estrellas). Se tomó en cuenta la absorción interestelar visual (λ = 0.55 μ) según una función lineal del exceso de color observado. En 1939-1940, Stebbins, Huffer y Whitford, publicaron la segunda recopilación de excesos de color E426-477 de estrellas de tipo B, disponiendo esta vez de un material observacional mucho más amplio: 1332 estrellas. También aquí calcularon las distancias de todas las estrellas, pero usando esta vez un nuevo sistema de magnitudes absolutas bastante distinto del anterior, al que llamaron M(1332 estrellas) y tomaron en cuenta la absorción interestelar aplicando la misma fórmula lineal anterior, pero con otro valor para el coeficiente. En 1945 y 1947 el autor de este trabajo publicó unas nuevas fórmulas para la absorción interestelar S para varias longitudes de onda. Sconzo, Pascual http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/149742 2023-03-07T20:29:11Z 1950-01-01T00:00:00Z

Publicacion seriada Circular; no. 7 La Central de los pequeños planetas, Cincinnati Observatory (U.S.A.), nos confió la elaboración del cálculo de las efemérides de 58 planetitas; cuya próxima oposición se efectuará durante el año 1951. Los cálculos fueron realizados en nuestra Oficina de Cálculos, participando en los mismos, bajo mi dirección, el siguiente personal: Sta. E. Bauer y Sres. J. Arroyo, J. Gordon, E. Macluf e I.A. Rivas. Hemos seguido el mismo criterio y adoptado los métodos de cálculos expuestos precedentemente en otras Circulares. Los resultados obtenidos fueron enviados al precitado Observatorio de Cincinnati para que sean incluidos en la publicación anual del tomo denominado:"Minor Planets". Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1950-01-01T00:00:00Z La Central de los pequeños planetas, Cincinnati Observatory (U.S.A.), nos confió la elaboración del cálculo de las efemérides de 58 planetitas; cuya próxima oposición se efectuará durante el año 1951. Los cálculos fueron realizados en nuestra Oficina de Cálculos, participando en los mismos, bajo mi dirección, el siguiente personal: Sta. E. Bauer y Sres. J. Arroyo, J. Gordon, E. Macluf e I.A. Rivas. Hemos seguido el mismo criterio y adoptado los métodos de cálculos expuestos precedentemente en otras Circulares. Los resultados obtenidos fueron enviados al precitado Observatorio de Cincinnati para que sean incluidos en la publicación anual del tomo denominado:"Minor Planets". Gratton, Livio http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/149735 2023-09-14T17:25:00Z 1951-01-01T00:00:00Z

Articulo The secundary maximum of T Coronae Borealis Circular; no. 8 T CrB es una bien conocida Nova recurrente, que sufrió dos explosiones en 1886 y 1946 respectivamente. En las dos ocasiones, la curva de luz y en cuanto pueda decirse, el espectro mostraron el mismo comportamiento. La curva de luz muestra que normalmente la. estrella es más o menos de décima magninitud visual. En el instante de los máximos (principales) la magnitud subió rápidamente hasta la segunda magnitud, para bajar en pocos días a la magnitud de pre-máximo. A los dos meses tuvo lugar un segundo aumento de cerca de dos magnitudes. Después de este máximo secundario, la estrella volvió más lentamente a su brillo normal.; The secondary máximum of T CrB in its 1866 and 1946 outbursts is interpreted as an effect of the encounter of the expanding envelope of the Nova with the preexisting nebula, whose spectrum is observed between the outbursts. The rise in temperature and pression due to the shock waves is computed and it is found that as a result of it the radiation due to free-free transitions is quite sufficient in order to explain the increase in luminosity and the continuous spectrum observed. Material digitalizado en SEDICI gracias a la Biblioteca de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas.

1951-01-01T00:00:00Z T CrB es una bien conocida Nova recurrente, que sufrió dos explosiones en 1886 y 1946 respectivamente. En las dos ocasiones, la curva de luz y en cuanto pueda decirse, el espectro mostraron el mismo comportamiento. La curva de luz muestra que normalmente la. estrella es más o menos de décima magninitud visual. En el instante de los máximos (principales) la magnitud subió rápidamente hasta la segunda magnitud, para bajar en pocos días a la magnitud de pre-máximo. A los dos meses tuvo lugar un segundo aumento de cerca de dos magnitudes. Después de este máximo secundario, la estrella volvió más lentamente a su brillo normal. The secondary máximum of T CrB in its 1866 and 1946 outbursts is interpreted as an effect of the encounter of the expanding envelope of the Nova with the preexisting nebula, whose spectrum is observed between the outbursts. The rise in temperature and pression due to the shock waves is computed and it is found that as a result of it the radiation due to free-free transitions is quite sufficient in order to explain the increase in luminosity and the continuous spectrum observed.