http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/73166 2026-10-11T02:31:15Z 2026-10-11T02:31:15Z Sahade, Jorge http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/164107 2024-05-07T17:39:30Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion On the maxima stellar masses III Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Se considera el problema de las masas de las componentes de la estrella HD 1471219 y de las estrellas B supergigantes. Se muestra que, hasta ahora, no hay evidencias en favor de la existencia de masas mayores que las masas máximas deducidas por Schwarzschild y Harm para estrellas estables. El trabajo será publicado "in extenso” en otro lugar.; The question of the masses of the components of HD 1471219 and of the B supergiant stars is discussed. It is shown that, so far, there is no evidence for the existence of masses larger than the maxima masses established by Schwarzschild and Harm for stable stars. The discussion will be published in full elsewhere.

1961-01-01T00:00:00Z Se considera el problema de las masas de las componentes de la estrella HD 1471219 y de las estrellas B supergigantes. Se muestra que, hasta ahora, no hay evidencias en favor de la existencia de masas mayores que las masas máximas deducidas por Schwarzschild y Harm para estrellas estables. El trabajo será publicado "in extenso” en otro lugar. The question of the masses of the components of HD 1471219 and of the B supergiant stars is discussed. It is shown that, so far, there is no evidence for the existence of masses larger than the maxima masses established by Schwarzschild and Harm for stable stars. The discussion will be published in full elsewhere. Struve, O. Sahade, Jorge Zebergs, V. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/81541 2020-03-05T20:01:47Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Recent results on Sigma Scorpii Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Espectrogramas de Sigma Scorpii obtenidos en mayo de 1960 en el Observatorio de Mount Wilson muestran: a) que en 1960 el efecto van Hoof es tan grande como en 1954 b) que no ha habido variación apreciable en el periodo fundamental en los últimos diez años; c) que el apartamiento sistemático de las velocidades del hidrógeno con respecto a las del OlI que se encontrara en 1951 y que sugiere la existencia de material que cae hacia la estrella, no está presente en 1960.; Material on Sigma Scorpii secured at the Mount Wilson Observatory in May, 1960, shows a) that in 1960 the van Hoof effect was as strong as in 1954; b) that there has been no appreciable change in the fundamental period in the last ten years; c) that the systematic departure of the H velocities relative to those of O II, displayed by the material taken in 1954 and suggesting an inflow of matter towards the star, was absent in 1960.

1961-01-01T00:00:00Z Espectrogramas de Sigma Scorpii obtenidos en mayo de 1960 en el Observatorio de Mount Wilson muestran: a) que en 1960 el efecto van Hoof es tan grande como en 1954 b) que no ha habido variación apreciable en el periodo fundamental en los últimos diez años; c) que el apartamiento sistemático de las velocidades del hidrógeno con respecto a las del OlI que se encontrara en 1951 y que sugiere la existencia de material que cae hacia la estrella, no está presente en 1960. Material on Sigma Scorpii secured at the Mount Wilson Observatory in May, 1960, shows a) that in 1960 the van Hoof effect was as strong as in 1954; b) that there has been no appreciable change in the fundamental period in the last ten years; c) that the systematic departure of the H velocities relative to those of O II, displayed by the material taken in 1954 and suggesting an inflow of matter towards the star, was absent in 1960. Slaucitajs, Sergejs J. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76744 2024-04-26T14:03:01Z 1961-01-01T00:00:00Z

Articulo Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Hace ya bastante tiempo que el mundo astronómico viene expresando en las Asambleas Internacionales su anhelo de que se instale en el Hemisferio Sur un Observatorio Astronómico más, en algún lugar suficientemente apropiado como para poder realizar las observaciones astrométricas de carácter fundamental de las estrellas australes. La Estación Austral, dependiente del Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de La Plata, situada en La Leona, Provincia de Santa Cruz, ha sido planeada como una sucursal permanente para las observaciones astrométricas desde una mayor latitud austral.; The Southern Station of the La Plata Observatory in Santa Cruz, is planned for fundamental astrometric observations from a high southern latitude. The Station will be equiped with Repsold meridian circle, loaned by Lick Observatory, U.S.A. and will have, at first, a Shortt free pendulum, a Riefler clock and a multiple-pen chronograph. In tfovemoer I960 the Station will start with its observational work. After a careful determination of the exact geographical coordinates, the fundamental observations of the southern stars of FK.3 and FK3 supp. are foreseen.

1961-01-01T00:00:00Z Hace ya bastante tiempo que el mundo astronómico viene expresando en las Asambleas Internacionales su anhelo de que se instale en el Hemisferio Sur un Observatorio Astronómico más, en algún lugar suficientemente apropiado como para poder realizar las observaciones astrométricas de carácter fundamental de las estrellas australes. La Estación Austral, dependiente del Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de La Plata, situada en La Leona, Provincia de Santa Cruz, ha sido planeada como una sucursal permanente para las observaciones astrométricas desde una mayor latitud austral. The Southern Station of the La Plata Observatory in Santa Cruz, is planned for fundamental astrometric observations from a high southern latitude. The Station will be equiped with Repsold meridian circle, loaned by Lick Observatory, U.S.A. and will have, at first, a Shortt free pendulum, a Riefler clock and a multiple-pen chronograph. In tfovemoer I960 the Station will start with its observational work. After a careful determination of the exact geographical coordinates, the fundamental observations of the southern stars of FK.3 and FK3 supp. are foreseen. Ramé, Miguel Broudeur, Eduardo http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76741 2020-03-05T20:01:55Z 1961-01-01T00:00:00Z

Articulo A mechanism for guiding stars on spectrograph slits with variable velocity Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 La nueva clasificación espectral de estrellas mediante una dispersión de 42 A/mm ha renovado y agudizado un viejo problema del reflector de bosque Alegre. Este telescopio permitía guiar la estrella sobre la ranura del espectrógrafo con una sola velocidad: la diferencia de marcha entre tiempo medio y sidéreo. Como es sabido, esta velocidad es función de la declinación del astro, por lo que resulta un arduo problema obtener espectros bien ensanchados y de densidad uniforme para ciertas magnitudes en determinadas declinaciones. Con el objeto de dar una solución simple y rápida se ha diseñado y ejecutado con buenos resultados-el circuito electrónico -extremadamente sencillo por cierto- que a continuación pasamos a describir.; A device has been built enabling to guide the reflector at Bosque Alegre at different speeds, which -is most useful for guidance of stars on the spectrograph slit. The normal movement of the reflector at Bosque Alegre is achieved by making the telescope a slave of a sidereal or medium clock, whereas the new device supplies other frequencies by means of which the different speeds are obtained. The oscillating circuit is based on a modification of the classical Eccles-Jordan oscillator. Highly satisfactory conditions of stability and exactness have been ODtained which permit setting back the movement continuously up to twenty times the one corresponding to the difference: mean time - sidereal time.

1961-01-01T00:00:00Z La nueva clasificación espectral de estrellas mediante una dispersión de 42 A/mm ha renovado y agudizado un viejo problema del reflector de bosque Alegre. Este telescopio permitía guiar la estrella sobre la ranura del espectrógrafo con una sola velocidad: la diferencia de marcha entre tiempo medio y sidéreo. Como es sabido, esta velocidad es función de la declinación del astro, por lo que resulta un arduo problema obtener espectros bien ensanchados y de densidad uniforme para ciertas magnitudes en determinadas declinaciones. Con el objeto de dar una solución simple y rápida se ha diseñado y ejecutado con buenos resultados-el circuito electrónico -extremadamente sencillo por cierto- que a continuación pasamos a describir. A device has been built enabling to guide the reflector at Bosque Alegre at different speeds, which -is most useful for guidance of stars on the spectrograph slit. The normal movement of the reflector at Bosque Alegre is achieved by making the telescope a slave of a sidereal or medium clock, whereas the new device supplies other frequencies by means of which the different speeds are obtained. The oscillating circuit is based on a modification of the classical Eccles-Jordan oscillator. Highly satisfactory conditions of stability and exactness have been ODtained which permit setting back the movement continuously up to twenty times the one corresponding to the difference: mean time - sidereal time. Altavista, Carlos Alberto http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76738 2022-10-14T18:33:10Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Von Veithon, among other authors, devised a method for the determination of the orbit of a minor planet, using four observations. He chose a Gaussian type procedure.

1961-01-01T00:00:00Z Von Veithon, among other authors, devised a method for the determination of the orbit of a minor planet, using four observations. He chose a Gaussian type procedure. Sérsic, José Luis http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76737 2024-04-26T14:10:54Z 1961-01-01T00:00:00Z

Articulo Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Es preciso dar al principio cosmológico su verdadero alcance, pues si fuera incorrectamente aplicado podrían viciarse nuestras inferencias. El nudo de la cuestión está en que el principio se refiere a muestras de universo suficientemente grandes como para que las inhomogeneidades se reduzcan a fluctuaciones locales que no interfieran con aquellos elementos de información realmente comparables. En otras palabras, las muestras dicen ser lo suficientemente grandes como para que en ellas se definan valores medios comparables al resto del universo. Y aquí surge el problema de cuán grande es la celda mínima sobre la cual pueden definirse valores medios no viciados. Recientes investigaciones de Morgan muestran que existen fluctuaciones del contenido estelar de las galaxias, que son del orden de las dimensiones de cúmulos y nubes de galaxias. Aquellos objetos astronómicos que posean por 10 menos una característica medible para lo cual es posible definir un valor medio y su correspondiente dispersión, se dicen ser indicadores de distancia, si resultan comparables con los correspondientes a nuestra vecindad, por ejemplo la Galaxia; en el sentido de que una permutación de estos por aquellos no alteraría la postulada homogeneidad del universo. Si consideramos eliminados los factores de error en las mediciones, restaría una dispersión, llamada dispersión cósmica, que mide el valor intrínseco de los objetos en cuestión como indicadores de distancia, es innecesario decir que los únicos de interés práctico son aquellos que poseen una pequeña dispersión cósmica y valores medios que los tomen fácilmente observables. Con los presentes métodos sólo es posible establecer tres categorías de indicadores de distancia: fotométricos, geométricos y las velocidades raciales. Las posibilidades de estas últimas son muy grandes, pero es preciso establecer primero la constante de proporcionalidad en la ley de velocidad, y ello sólo puede hacerse recurriendo primero a otros indicadores.

1961-01-01T00:00:00Z Es preciso dar al principio cosmológico su verdadero alcance, pues si fuera incorrectamente aplicado podrían viciarse nuestras inferencias. El nudo de la cuestión está en que el principio se refiere a muestras de universo suficientemente grandes como para que las inhomogeneidades se reduzcan a fluctuaciones locales que no interfieran con aquellos elementos de información realmente comparables. En otras palabras, las muestras dicen ser lo suficientemente grandes como para que en ellas se definan valores medios comparables al resto del universo. Y aquí surge el problema de cuán grande es la celda mínima sobre la cual pueden definirse valores medios no viciados. Recientes investigaciones de Morgan muestran que existen fluctuaciones del contenido estelar de las galaxias, que son del orden de las dimensiones de cúmulos y nubes de galaxias. Aquellos objetos astronómicos que posean por 10 menos una característica medible para lo cual es posible definir un valor medio y su correspondiente dispersión, se dicen ser indicadores de distancia, si resultan comparables con los correspondientes a nuestra vecindad, por ejemplo la Galaxia; en el sentido de que una permutación de estos por aquellos no alteraría la postulada homogeneidad del universo. Si consideramos eliminados los factores de error en las mediciones, restaría una dispersión, llamada dispersión cósmica, que mide el valor intrínseco de los objetos en cuestión como indicadores de distancia, es innecesario decir que los únicos de interés práctico son aquellos que poseen una pequeña dispersión cósmica y valores medios que los tomen fácilmente observables. Con los presentes métodos sólo es posible establecer tres categorías de indicadores de distancia: fotométricos, geométricos y las velocidades raciales. Las posibilidades de estas últimas son muy grandes, pero es preciso establecer primero la constante de proporcionalidad en la ley de velocidad, y ello sólo puede hacerse recurriendo primero a otros indicadores. Wilkens, Herbert http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76735 2020-03-05T20:02:07Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion The diameters of the globular clusters and the variable stars Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Se muestra que la luminosidad y el logaritmo del diámetro aparente (o la luminosidad absoluta y el diámetro lineal) de los cúmulos globulares están relacionados entre si por una simple ecuación linea. En 15 cúmulos ricos en variables los diámetros fueron estimados en base a la distribución de variables pertenecientes a los mismo. En otros 140 cúmulos se usaron los diámetros sensitomótricos de Shapley y Sayer, corregidos por absorción.; It is shown that the luminosity and the logarithm of the apparent diameter (or the absolute luminosity and the linear diameter) of the globular clusters are related by a linear equation. In 15 variable-rich globular clusters the diameters were estimated from the distribution of these variables. In other 14O clusters the sensitometric diameters of Shapley and Sayor were used, after taking into account the absorption correction.

1961-01-01T00:00:00Z Se muestra que la luminosidad y el logaritmo del diámetro aparente (o la luminosidad absoluta y el diámetro lineal) de los cúmulos globulares están relacionados entre si por una simple ecuación linea. En 15 cúmulos ricos en variables los diámetros fueron estimados en base a la distribución de variables pertenecientes a los mismo. En otros 140 cúmulos se usaron los diámetros sensitomótricos de Shapley y Sayer, corregidos por absorción. It is shown that the luminosity and the logarithm of the apparent diameter (or the absolute luminosity and the linear diameter) of the globular clusters are related by a linear equation. In 15 variable-rich globular clusters the diameters were estimated from the distribution of these variables. In other 14O clusters the sensitometric diameters of Shapley and Sayor were used, after taking into account the absorption correction. Jaschek, Mercedes Jaschek, Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76411 2020-03-05T20:02:11Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Spectral classification of stars with spectral peculiarities Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Como resultado de una búsqueda sistemática de estrellas peculiares australes entre los tipos espectrales B8 y F5 y entre magnitudes aparentes 5.5 y 7.0 se listan las clasificaciones en el sistema MK de 23 estrellas con lineas metálicas, 5 peculiares y 7 objetos con espectros compuestos.; As the result of a systematic search for southern stars having spectral peculiarities, in the spectral range B8 to F5 and between apparent magnitudes 5.5 and 7.0, the classification in the MK system are given for 23 metallic line stars, 5 peculiar A-type stars and 7 objects with composite spectra.

1961-01-01T00:00:00Z Como resultado de una búsqueda sistemática de estrellas peculiares australes entre los tipos espectrales B8 y F5 y entre magnitudes aparentes 5.5 y 7.0 se listan las clasificaciones en el sistema MK de 23 estrellas con lineas metálicas, 5 peculiares y 7 objetos con espectros compuestos. As the result of a systematic search for southern stars having spectral peculiarities, in the spectral range B8 to F5 and between apparent magnitudes 5.5 and 7.0, the classification in the MK system are given for 23 metallic line stars, 5 peculiar A-type stars and 7 objects with composite spectra. Platzeck, Ricardo Pablo Landi Dessy, Jorge http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76409 2024-05-07T17:49:47Z 1961-01-01T00:00:00Z

Articulo Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 El telescopio de 154 cm. de Bosque Alegre tiene el serio inconveniente de no permitir instalar en forma adecuada un espectrógrafo Coudé, Es necesario por lo tanto proyectar un espectrógrafo colgante ubicado en el foco Cassegrain que permita obtener dispersiones bastante elevadas; no siendo al mismo tiempo demasiado pesado y reuniendo las condiciones de rigidez requeridas. La posibilidad de conseguir redes de gran tamaño con concentración de la luz en regiones adecuadas del espectro, ha permitido encarar el diseño con rendimiento bastante elevado. Se estima que en la región de las placas 0 se tendrá una ganancia de más de una magnitud respecto al espectrógrafo actualmente en uso.

1961-01-01T00:00:00Z El telescopio de 154 cm. de Bosque Alegre tiene el serio inconveniente de no permitir instalar en forma adecuada un espectrógrafo Coudé, Es necesario por lo tanto proyectar un espectrógrafo colgante ubicado en el foco Cassegrain que permita obtener dispersiones bastante elevadas; no siendo al mismo tiempo demasiado pesado y reuniendo las condiciones de rigidez requeridas. La posibilidad de conseguir redes de gran tamaño con concentración de la luz en regiones adecuadas del espectro, ha permitido encarar el diseño con rendimiento bastante elevado. Se estima que en la región de las placas 0 se tendrá una ganancia de más de una magnitud respecto al espectrógrafo actualmente en uso. Landi Dessy, Jorge http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76405 2024-05-09T18:18:44Z 1961-01-01T00:00:00Z

Articulo Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 El diseño de un espectrógrafo estelar, tiene como problema principal conseguir que entre la mayor luz posible dentro de la ranura del mismo, sin desmedro de su calidad óptica. En un telescopio reflector, la pupila de entrada tiene el aspecto de una corona circular iluminada por la luz estelar. Este haz con semejante geometría debe caer sobre el elemento dispersor -en nuestro caso una red rectangular- que por lo general tiene una geometría bastante diferente. La primer idea que se tiene, es que el haz debe estar contenido completamente en la red para no perder luz. Esta idea serla correcta si se pudiera disponer de redes de cualquier tamaño, pero no siendo ésta la realidad, es menester tener en cuenta otros factores para poder obtener -con una red de tamaño dado- el máximo rendimiento.

1961-01-01T00:00:00Z El diseño de un espectrógrafo estelar, tiene como problema principal conseguir que entre la mayor luz posible dentro de la ranura del mismo, sin desmedro de su calidad óptica. En un telescopio reflector, la pupila de entrada tiene el aspecto de una corona circular iluminada por la luz estelar. Este haz con semejante geometría debe caer sobre el elemento dispersor -en nuestro caso una red rectangular- que por lo general tiene una geometría bastante diferente. La primer idea que se tiene, es que el haz debe estar contenido completamente en la red para no perder luz. Esta idea serla correcta si se pudiera disponer de redes de cualquier tamaño, pero no siendo ésta la realidad, es menester tener en cuenta otros factores para poder obtener -con una red de tamaño dado- el máximo rendimiento. Cesco, Reynaldo Pedro http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76398 2024-05-07T17:47:54Z 1961-01-01T00:00:00Z

Articulo Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 One of the topics of the international competition opened in 1885 for the prize of Sweden's King Oscar II was,as it is well known, to find the solution of the n-body problem of the celestial mechanics by means of power series uniformly convergent for all values of t, Later works and difficulties fastened the idea that the solution of this problem for n≥ 3 could not bo attained without the introduction of now and complicated trascendental functions. However,in 1912, Karl Sundman, Head of Helsingsfors's Observatory for many years, gave the exact solution of the three-body problem, not certainly in the sense of that of Euler, Lagrange and others, but in the sense of the theory of analytical functions, with the only tool of known theorems of mathematical analysis and without introducing any new special function.

1961-01-01T00:00:00Z One of the topics of the international competition opened in 1885 for the prize of Sweden's King Oscar II was,as it is well known, to find the solution of the n-body problem of the celestial mechanics by means of power series uniformly convergent for all values of t, Later works and difficulties fastened the idea that the solution of this problem for n≥ 3 could not bo attained without the introduction of now and complicated trascendental functions. However,in 1912, Karl Sundman, Head of Helsingsfors's Observatory for many years, gave the exact solution of the three-body problem, not certainly in the sense of that of Euler, Lagrange and others, but in the sense of the theory of analytical functions, with the only tool of known theorems of mathematical analysis and without introducing any new special function. Riú, Pedro Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76392 2020-03-05T20:02:29Z 1961-01-01T00:00:00Z

Articulo Calculation of the perturbations of the mean anomaly and the radius vector by Bohlin's method Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Este trabajo tiene por objeto: 1) Calcular las perturbaciones de la anomalía media y del radio vector por el método de Bohlin suponiendo (caso especial del problema de los tres cuerpos) que el planeta perturbador Júpiter y el asteroide no perturbado tengan excentricidades nulas y que ambos planetas se muevan en un plano. 2) Comparar los resultados numéricos obtenidos en el caso particular del asteroide Thule, con los de las tablas de Boblin.

1961-01-01T00:00:00Z Este trabajo tiene por objeto: 1) Calcular las perturbaciones de la anomalía media y del radio vector por el método de Bohlin suponiendo (caso especial del problema de los tres cuerpos) que el planeta perturbador Júpiter y el asteroide no perturbado tengan excentricidades nulas y que ambos planetas se muevan en un plano. 2) Comparar los resultados numéricos obtenidos en el caso particular del asteroide Thule, con los de las tablas de Boblin. Sérsic, José Luis http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76390 2024-04-26T14:11:37Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion The pavo triplet of galaxies Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Con los datos fotométricos de Córdoba y espectroscópicos de Radcliffe se discute la estabilidad del grupo, llegándose a la conclusión de que se expande. Se hace notar la trascendencia de la escala de distancia en el cálculo de las masas.; With the photometric data from Córdoba and the spectroscopic data from Radcliffe the stability-of the group is discussed. The conclusion is that the group expands. The influence of the distance upon the calculation of the masses is stressed.

1961-01-01T00:00:00Z Con los datos fotométricos de Córdoba y espectroscópicos de Radcliffe se discute la estabilidad del grupo, llegándose a la conclusión de que se expande. Se hace notar la trascendencia de la escala de distancia en el cálculo de las masas. With the photometric data from Córdoba and the spectroscopic data from Radcliffe the stability-of the group is discussed. The conclusion is that the group expands. The influence of the distance upon the calculation of the masses is stressed. Sérsic, José Luis http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76347 2024-04-26T14:12:00Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion The distance of NGC 5128 Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Se estima los módulos de distancia verdadera y aparente en base a diversos criterios. Se discute la absorción galáctica en el área y se concluye que una estima probable para la distancia es cuatro megaparsec. Se hace notar la trascendencia de esto en el plano de la naturaleza de las radiogalaxias.; The apparent and true distance moduli are estimated from several criteria. The galactic absorption in this area is discussed and it is concluded that a probable estimate of the distance is 4 Mpc The importance of this result in connection with the nature of the radiogalaxiee is stressed.

1961-01-01T00:00:00Z Se estima los módulos de distancia verdadera y aparente en base a diversos criterios. Se discute la absorción galáctica en el área y se concluye que una estima probable para la distancia es cuatro megaparsec. Se hace notar la trascendencia de esto en el plano de la naturaleza de las radiogalaxias. The apparent and true distance moduli are estimated from several criteria. The galactic absorption in this area is discussed and it is concluded that a probable estimate of the distance is 4 Mpc The importance of this result in connection with the nature of the radiogalaxiee is stressed. Sahade, Jorge http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76343 2020-03-05T20:02:37Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Se describe y se discute el aspecto del espectro de 27 Canis Majoris en abril de 1960 y los cambios observados en Ha entre abril y mayo del mismo año, en placas tomadas por el autor en el Observatorio de Mount Wilson.; The appearance of the spectrum of 27 Canis Majoris in April, 1960, and the changes in Ha between April and May, 1960, on plates taken at the Mount Wilson Observatory, are described and discussed.

1961-01-01T00:00:00Z Se describe y se discute el aspecto del espectro de 27 Canis Majoris en abril de 1960 y los cambios observados en Ha entre abril y mayo del mismo año, en placas tomadas por el autor en el Observatorio de Mount Wilson. The appearance of the spectrum of 27 Canis Majoris in April, 1960, and the changes in Ha between April and May, 1960, on plates taken at the Mount Wilson Observatory, are described and discussed. Jaschek, Mercedes Jaschek, Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76340 2020-03-05T20:02:41Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 We have analysed a group of four Silicon stars (HD 2950553=α Dor, HD 54118, HD 73340 and HD 153880) and the normal AiV star HD 135382, on the basis of Bosque Alegre spectrograms (42 A/ram) In the red reglón (λλ4800-6700). The purpose of the work was to provide an Identification list of all lines which could be distinguished in at least two silicon stars. We derived wavelenghts accurate to 0,2 A for 550 lines.

1961-01-01T00:00:00Z We have analysed a group of four Silicon stars (HD 2950553=α Dor, HD 54118, HD 73340 and HD 153880) and the normal AiV star HD 135382, on the basis of Bosque Alegre spectrograms (42 A/ram) In the red reglón (λλ4800-6700). The purpose of the work was to provide an Identification list of all lines which could be distinguished in at least two silicon stars. We derived wavelenghts accurate to 0,2 A for 550 lines. Feinstein, Alejandro Hernández, Carlos A. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76336 2024-05-07T17:43:37Z 1961-01-01T00:00:00Z

Articulo Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 With the grating spectrograph of the Bosque Alegre telescope, which gives a dispersion of 42 A/mm, the brightest stars of the galactic cluster IC 2391 were taken,for the purpose of radial velocity measurements and for a provisional spectral classification in the MK system.

1961-01-01T00:00:00Z With the grating spectrograph of the Bosque Alegre telescope, which gives a dispersion of 42 A/mm, the brightest stars of the galactic cluster IC 2391 were taken,for the purpose of radial velocity measurements and for a provisional spectral classification in the MK system. Jaschek, Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76335 2020-03-05T20:02:50Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion On the maximal distance of natural satellites Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Se muestra que en todos los casos conocidos de sistemas de satélites, el satélite más lejano se encuentra a una distancia proporcional a la potencia 0,8 de la masa del planeta al cual pertenece el sistema. Se analiza esta relación como caso particular del problema restringido de los tres cuerpos, con resultado negativo.; It is showm that in all known cases of planetary satellites systems, the cutermost satellite is found at a distance which is proportional to the 0,8 power of the mass of the planet. This relation is analysed as a particular case of the restricted three body problem, with negative result.

1961-01-01T00:00:00Z Se muestra que en todos los casos conocidos de sistemas de satélites, el satélite más lejano se encuentra a una distancia proporcional a la potencia 0,8 de la masa del planeta al cual pertenece el sistema. Se analiza esta relación como caso particular del problema restringido de los tres cuerpos, con resultado negativo. It is showm that in all known cases of planetary satellites systems, the cutermost satellite is found at a distance which is proportional to the 0,8 power of the mass of the planet. This relation is analysed as a particular case of the restricted three body problem, with negative result. Milone, Luis A. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76332 2024-05-07T17:42:13Z 1961-01-01T00:00:00Z

Articulo Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 En conexión con un trabajo de Van Hoff que trata de explicar los fenómenos que presentan las estrellas Beta Canis Majoris, se elabora una teoría relativa a la variación que experimenta el gradiente de temperatura de una masa fluida cuando ésta pulsa radialmente. En el desarrollo se desprecian los términos en que aparecen potencias de grado superior al primero de la amplitud; además se considera que las transformaciones que experimenta la masa fluida son adiabáticas.; A general formula is deduced showing the variation of the temperature gradient of a radially pulsating fluid mass;it is shown that the variation is a function of the temperature, temperature gradient, pulsation amplitude and its first and second derivatives. This theory is applied to study the behaviour of both the homogeneous and the standard model.

1961-01-01T00:00:00Z En conexión con un trabajo de Van Hoff que trata de explicar los fenómenos que presentan las estrellas Beta Canis Majoris, se elabora una teoría relativa a la variación que experimenta el gradiente de temperatura de una masa fluida cuando ésta pulsa radialmente. En el desarrollo se desprecian los términos en que aparecen potencias de grado superior al primero de la amplitud; además se considera que las transformaciones que experimenta la masa fluida son adiabáticas. A general formula is deduced showing the variation of the temperature gradient of a radially pulsating fluid mass;it is shown that the variation is a function of the temperature, temperature gradient, pulsation amplitude and its first and second derivatives. This theory is applied to study the behaviour of both the homogeneous and the standard model. Varsavsky, Carlos Manuel http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/76330 2024-04-18T17:43:42Z 1961-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Three color photometry of T Tauri stars Tercera Reunión Científica de la Asociación Argentina de Astronomía (La Plata-San Miguel, septiembre 1960).; Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 3 Investigaciones recientes de Merle Walker permitieron determinar el diagrama de Hertzsprung-Russell para cúmulos sumamente jóvenes, tales como NGC 226I4.. Una Fracción considerable de las estrellas estudiadas se encuentra en el periodo de contracción gravitacional, estudiado teóricamente por Henyey y sus asociados. Sandage llevó a cabo una comparación entre las predicciones teóricas y las observaciones, y llegó a la conclusión do que habla una seria discrepancia entre ambas. Para llevar a cabo dicha comparación,Sandage necesitó transformar los colores B-V de Walker en temperaturas efectivas, para lo cual utilizó la relación válida para estrellas en la secuencia principal. Sospechando que dicho paso era injustificado,llevé a cabo un estudio fotométrico de estrellas de tipo T Tauri cuyos espectros se conocen. Suponiendo que los espectros dan un valor correcto de la temperatura efectiva, y con los B-V medidos, fué posible estudiar la relación B-V, Te. La conclusión a que se ha llegado es que no existe una relación univoca entre estas cantidades sino que las estrellas T Tauri tienen excesos azules de distinta magnitud. Con estos resultados so pueden re-interpretar los resultados de Walker, obteniéndose entonces un acuerdo satisfactorio entre la teoría y las observaciones.; A group of stars, presumably in gravitacional contraction,wore observed photoelectrically; their spectra were investigated earlier by Joy (1914.9). The results of combining the two types of observations indicate that, probably because of the influence of emission lines, the B-V color Is not a good measure of the effective temperature of the star. For a given temperature we observe a range in B-V up to 0®8 toward the blue side of the relationship for normal stars. Taking this effect into account, we find no discrepancy between the observed color-magnitude diagrams of very young clusters and those predicted from a theory of gravitational contraction.

1961-01-01T00:00:00Z Investigaciones recientes de Merle Walker permitieron determinar el diagrama de Hertzsprung-Russell para cúmulos sumamente jóvenes, tales como NGC 226I4.. Una Fracción considerable de las estrellas estudiadas se encuentra en el periodo de contracción gravitacional, estudiado teóricamente por Henyey y sus asociados. Sandage llevó a cabo una comparación entre las predicciones teóricas y las observaciones, y llegó a la conclusión do que habla una seria discrepancia entre ambas. Para llevar a cabo dicha comparación,Sandage necesitó transformar los colores B-V de Walker en temperaturas efectivas, para lo cual utilizó la relación válida para estrellas en la secuencia principal. Sospechando que dicho paso era injustificado,llevé a cabo un estudio fotométrico de estrellas de tipo T Tauri cuyos espectros se conocen. Suponiendo que los espectros dan un valor correcto de la temperatura efectiva, y con los B-V medidos, fué posible estudiar la relación B-V, Te. La conclusión a que se ha llegado es que no existe una relación univoca entre estas cantidades sino que las estrellas T Tauri tienen excesos azules de distinta magnitud. Con estos resultados so pueden re-interpretar los resultados de Walker, obteniéndose entonces un acuerdo satisfactorio entre la teoría y las observaciones. A group of stars, presumably in gravitacional contraction,wore observed photoelectrically; their spectra were investigated earlier by Joy (1914.9). The results of combining the two types of observations indicate that, probably because of the influence of emission lines, the B-V color Is not a good measure of the effective temperature of the star. For a given temperature we observe a range in B-V up to 0®8 toward the blue side of the relationship for normal stars. Taking this effect into account, we find no discrepancy between the observed color-magnitude diagrams of very young clusters and those predicted from a theory of gravitational contraction.