79 
Saa kommer vi til 5 Cephei, som repræsenterer de fleste 
større stjerner av IV klasse. Dens kurve (fig. 13) er, som vi ser, 
ganske usymmetrisk, idet dens opstigende gren er langt steilere 
end dens nedstigende. Et litet ophold eller en forsinkelse i 
lysets avtagen er merkbar mellem første og anden dag efter 
maksimumsgjennemigangen. Lysvekslingen foregaar ogsaa her 
kontinuerlig uten noget opliold hverken ved maksimum eller 
minimum. Denne variahionsmaahe synes ikke at være forenelig 
med formørkelsesteorienmen baade o Cephei og andre av dens 
type, som er spektroskopisk undersøkt, er fundet at være dob- 
beltstjerner, hvis omløpstider fuldstændig svarer til lysvekslin- 
gens periode. 
Fig. 13. 5 Cephei-kurve. 
Vi staar altsaa paany overfor det gaatefulde i forbindelsen 
mellem dobbeltstjernernes bevægelse og deres periode. 
Endelig har vi de saakaldte A n t a 1 g o 1 s t j e r n e r eller 
C 1 u s t e r v a r i a b 1 e. Det første navn har de faat, fordi der 
ved nogen av deres kurver er fundet en viss likhet med en om¬ 
vendt Algolkurve. Navnet er litet betegnende, ja endog mis¬ 
visende. Det sidste navn skriver sig fra disse stjerners talrike 
forekomst i større stjernehoper (eng. duster). Deres kurve 
(fig. 14) har likhet med o Cephei-kurven, men perioden er 
kortere, og deres opblussen foregaar langt raskere, oftest paa 
mindre end et par timer. De fleste har en periode mellem 
9 og 12 timer : men der findes ogsaa en, som gjennemgaar alle 
sine faser i den korte tid av 3 timer og 14 min. Opstigningen 
til maksimum, foregaar saa hurtig og præcis, at den for den 
saks skyld kan benyttes som tidsmaaler. 
