115 
Algol, gienoptaget en theori af Klinkerfness over de foranderlige stjer- 
ners natur og derigjennem ogsaa kastet nyt lys over maaden, hvorpaa 
„nye stjerner" kan tænkes at opstaa. Den Wilsingske hypothese er 
denne: De nye stjerner er sammensatte af to himmellegemer, som 
bevæger sig i meget eksentriske baner, den ene udenom den anden, 
saa de snart er meget langt ijernede fra hinanden, mens de til andre 
tider kommer hinanden meget nær, maaske saa nær, at overfladerne 
næsten berører hinanden. Lad os saa tænke os, at disse himmel¬ 
legemer, ligesom vor sol, bestaar af en glødende kjerne, omgivet af 
: et tæt gashylster, i hvilket der paa grund af af kjølingen mod det 
kolde verdensrum dannes mørke pletter i lighed med solpletterne. Da 
kan det meget godt indtræffe, at disse pletter bliver saa mange og 
saa udbredte, at de „formørker u himmellegemerne og opsluger alt det 
lys, som disse udstraaler. Stjernerne bliver da meget lyssvage og 
maaske ganske usynlige. Dette er tilfældet, mens stjernerne er meget 
langt ijernede fra hinanden, saa den gjensidige tiltrækning og paa- 
virkning er meget liden. Derpaa nærmer de sig mere og mere til 
hinanden, tiltrækningen bliver sterkere og sterkere og frembringer i 
det gashylster, som omgiver den glødende kjerne, flodbølger, der sva¬ 
rer til dem, som maanen frembringer i jordklodens have, men som er 
uendelig meget mægtigere paa grund af den større nærhed. Naar 
denne tiltrækning bliver stor nok, da vil størstedelen af disse gasmas- 
ser samle sig i rummet mellem de to himmellegemer, og endel af 
disses overflade derved blive befriet for det slør, der tidligere skjulte 
deres lys for os. Stjernerne vil atter blive lysende, og fra den indre 
kjerne vil de glødende gaseruptioner flnde sted, hvorom spektroskopet 
bringer bud. At det i det foreliggende tilfælde sandsynligvis kun er 
den ene stjerne, der er sædet for disse eruptioner, mens den anden 
har beholdt endel af sit gashylster og derfor viser de mørke Fraunen- 
hoferske linjer kan meget godt bringes i overensstemmelse med denne 
aandrige hypothese. 
Hvad nu den nye stjernes sandsynlige skjæbne angaar, saa har 
vi af tidligere tilfælde af lignende art ret til at drage den slutning, 
at den efter nogle maaneders forløb atter vil vende tilbage til sin tid¬ 
ligere tilstand og forsvinde for vort blik. Hvordan det herunder gaar 
med dens spektrum, paa hvflken maade f. eks. de lyse linjer i dette 
lidt efter lidt forsvinder, det vil give os yderligere oplysninger om 
8 * 
