foranderlig, men i alle disse Variationer synes 
der dog at herske en vis Lovmæssighed. 
I det 17de Aarhundrede opdagede man en 
ny foranderlig Stjerne, nemlig ,Algol* i Stjer- 
nebilledet , Perseus*. Dens Lysstyrke er almin- 
delig af 2den Størrelse, men til enkelte Tider 
kan den vise sig af 4de. Montanari bemær- 
kede dette først, og senere blev det stadfæstet 
af Maraldi, som saa Stjernen snart af 4de, 
snart af ddje, men sædvanlig af 2den Størrelse. 
Men at denne Forandring i Lysstyrken var pe- 
riodisk, blev først i 1782 paavist af Goodrike, 
der fandt, at der ligger 2 Dage og 20 Timer 
mellem 2 paa hinanden følgende Lysmaxima. Det 
meste af denne Tid er Stjernen af 2den Stør- 
relse, derpaa synker den i 3—4 Timer til 4de, 
forbliver der i !/4 Time og vokser igjen til sit 
Maximum. Men Perioden 1 dens Lysvekslen har 
ikke været konstant; i Tidens Løb er den ble- 
ven kortere og efter Argelander, der har be- 
nyttet alle lagttagelser før 1832, synes det, at 
Siden 1855 
har muligens eu Forlængelse af Perioden fun- 
det Sted. 
De fleste foranderlige Stjerner, man nu kjen- 
den er forkortet I Sekund pr. Aar. 
der, er blevet fundne i vort Aarhundrede, og nu 
gaar der næsten ikke et Aar hen, uden at man 
opdager nye. —Fornemlig er det engelske og 
tyske Astronomer, der har beskjæftiget sig med 
dette Problem, men først og fremst maa her 
Argelander nævnes som den, der har givet 
de bedste Vejledninger om, hvorledes man skal 
bestemme en foranderlig Stjernes Elementer: 
dens Maximum og Minimum, Periodens Varig- 
hed, Lysforandringens Størrelse. Han har og- 
saa foreslaaet, at man skal betegne nyopdagede 
variable Stjerner med store latinske Bogstaver 
fra R sat foran Stjernebilledets Navn.  Saaledes 
vil Betegnelsen U OCephei angive, at man her 
har en foranderlig Stjerne 1 Stjernebilledet Ce- 
pheus. Som bekjendt inddeler man Stjernerne 
efter deres Glands i forskjellige Klasser, der for 
det ubevæbnede Øje beløber sig til G. 
at bestemme, om en bestemt Stjerne forandrer 
For nu 
sin Lysstyrke, gaar man frem paa følgende af 
Argelander foreslaaede Maade. Man sammenlig- 
ner den givne Stjerne med en nærliggende, hvis 
Størrelsesklasse er bekjendt. 
at disse to er lige lysstærke, eller at snart den 
Viser det sig nu, 
ene snart den anden er lysstærkere, bliver de at 
103 
betegne som ligelysende. Kalder man den ene 
Stjerne a, den anden b, bliver Betegnelsen ab 
eller ba at udlægge som, at der ikke er nogen 
Viser | det 
sig derimod, at Forskjellen mellem dem fra at 
Forskjel i Lysstyrke mellem dem. 
have været ligestor tiltager, betegnes dette ved, 
at man sætter det Bogstav først, der svarer til 
den klareste Stjerne og mellem dem det Tal, 
der repræsenterer Differentsen, idet man som En- 
hed vælger Tiendeparten af Differentsen mellem 
Skal 
vi saaledes bestemme de Lysforandringer, en for- 
to paa hinanden følgende Størrelsesklasser. 
modet variabel Stjerne undergaar, vil vi sam- 
menligne dens Glands med nærliggende Stjerner, 
som vi for Simpelheds Skyld vil kalde å,0,c, d, 
medens vi kalder den variable p. Finder vi, at 
å og P til en bestemt Tid — vore Sammenlignings- 
stjerner maa naturligvis være af konstant lys- 
styrke — lyser lige stærkt, og at Differentsen mel- 
lem b og p er én af vor valgte Enhed, har man 
altsaa ap, blp. Vælges nu andre Sammenlig- 
ningsstjerner, f. Eks. cog d af svagere Lysstyrke, 
saa vil man have, hvis Differentsen mellem p 
og c er 2 Enheder, mellem p og d 4 Enheder, 
Betegnelserne p 2 c, p 4 d. 
erholde for 
mellem den variable og de valgte nærliggende 
Man vilde altsaa 
en bestemt Tid følgende Udtryk 
Stjerner: 
ap, blp, p2c, p4d. 
Ved at notere saadan fra Aften til Aften 
vil man snart komme efter, om vor valgte Stjerne 
hører til de foranderlige, eller om den beholder 
sin Lysstyrke uforandret. Vil man forfølge en 
variabel Stjerne i hele dens Periode, maa man 
vælge et større Antal Sammenligningsstjerner, 
hvis Forskjel i Lysstyrke altsaa allerede er 
kjendt. 
Hvad Størrelsen af Lysforandringen angaar 
ligesom om de Love, hvorefter denne sker og Læng- 
den af dens Periode, hersker der hos disse Stjerner 
den største Forskjellighed. Mellem Perioder paa 
nogle faa Dage (Algol)og flere Aar (R. Libræ) og 
mellem Lysveksel af nogle faa Graden (æ Orionis) 
og Forandring gjennem 6 eller 7 Størrelsesklas- 
ser (Mira) findes der alle mulige Overgange. 
Foretager man en Optælling af de foranderlige 
Stjerner, man nu kjender, vil man finde, at de 
kan inddeles i 2 Hovedgrupper. 
I den første Gruppe findes der en vis Re- 
gelmæssighed 1 Lysvekslingen, Lysstyrkens Maxi- 
