kunde man maale dens Lysstyrke med tilstræk- 
kelig Nøjagtighed, saa vilde man finde, at dens 
Lysintensitet er underkastet smaa Forandringer 
af en ll-aarig Periode. Den vilde altsaa op- 
træde som en om end i meget ringe Grad for- 
anderlig Stjerne. Naar Flekkerne optræder i 
størst Mængde, vilde vor ,Solstjerne* vise et 
Minimum af Lysstyrke, er derimod Solpletterne 
i sit Minimum, vilde den vise sig med stærkest 
Lys. Heraf vilde man altsaa faa Kjendskab til 
Pletternes periodiske Forandring. Saaledes er 
ogsaa Forholdet med en stor Del af de foran- 
derlige Stjerner, Forskjellen er kun kvantitativ, 
ikke 
for at høre til det umulige, 
kvalitativ. Og det kan vel ikke ansees 
at der hos mange 
Stjerner, hvor man hidtil ikke har kunnet op- 
dage nogen Forandring i lysstyrken, kan op- 
træde periodiske Flekker af langt større Ud- 
strækning end de, vi har Anledning til iattage 
paa Solen. 
Var vor ,,Solstjerne* kun paa den ene Side 
oversaaet med Flekker, saa vilde den ikke vise 
en Periodicitet paa 11 Aar, men derimod en 
paa 29 Dage, svarende til den Tid et Parti af 
Solen behøver for at indtage samme Stilling i 
Forhold til Jorden, Solens synodiske Omdrej- 
ningstid. Man vilde saaledes have en 4-ugentlig 
Periode, 
svarende til den korte Periode. 
altsaa en regelmæssig Foranderlighed 
Undergik Flek- 
kernes Antal hyppige og voldsomme Forandrin- 
ger fra Omdrejning til Omdrejning, 
man have en af de uregelmæssige Foranderlig- 
heder. Saaledes kunde man altsaa forklare Grun- 
den til Størsteparten af de foranderlige Stjerner, 
vi ovenfor har omtalt. Men der er et System, 
hvis Foranderlighed ikke kan forklares ved denne 
» Flekkehypothese*. 
Partielle Formørkelser, 
Det er Algolgruppen, vi 
mener. der følger saa 
hurtig paa hinanden og reducerer det Lys, Stjer- 
nen sædvanlig udsender, til Tredje- eller Fjerde- 
parten, finder vi ikke noget tilsvarende til i Ud- 
viklingen af Solpletterne. Her er den Hypothese 
langt sandsynligere, at Aftagelsen i Lysstyrke 
er begrundet 1 ydre Omstændigheder, at vor 
Stjerne er omkredset af mørke Legemer, 
ved at komme mellem Stjernen og os formind- 
sker den Lysmængde, Hovedlegemet sædvanlig 
udsender. 
Ffter Pickering vil vi inddele vore for- 
anderlige Stjerner i følgende 5 Klasser: 
ø 
saa vilde. 
der 
186 
1. Nye eller temporære Stjerner, som Tycho's 
Stjerne i Cassiopeia, Schmidt's i Svanen. 
2. Stjerner af store og for det meste uregel- 
mæssige Lysforandringer, i Perioder af flere 
Maaneder eller endog Aar, som Mira i 
Hvalfisken. 
3. Stjerner af ringere, men ubekjendt Foran- 
derlighed, som Betelgeuse (æ Orionis). 
4. Regelmæssige foranderlige Stjerner af kort 
Periode, 0 Cephei, 8 Lyræ. 
Algolgruppen. 
ce 
Ved den første Klasse har vi, som vi snart 
skal se, for os rent fysikalsk-kemiske Processer. 
Hvad der fremkalder Uregelmæssigheden ved den 
2den Klasse, er endnu ikke udforsket, og disse 
Undersøgelser besværliggjøres ogsaa ved den Man- 
gel paa Lovmæssighed, der karakteriserer denne 
Gruppe. Muligens virker her sammen baade de 
regelmæssige og de uregelmæssige Fænomener. 
For 4de Klasses vedkommende antager Picke- 
ring, at dens lovbundne Forandring ligesom 
dens korte Periode kan være fremkaldt ved Stjer- 
nens Rotation, idet man antager, støttet til 
Analoga i den periodiske Lysveksling hos enkelte 
Planeters Drabanter, *) at den roterende Stjerne 
har forskjellig Lysstyrke 1 sine forskjellige Dele. 
Sammenligner man de theoretiske Resultater, 
denne amerikanske Astronom har udledet, med 
de stedfindende Lysvekslinger, viser de ikke liden 
OQverensstemmelse, og følgelig giver hans Hypo- 
these en høj Grad af Sandsynlighed. Hvad Al- 
golgruppen angaar, maa vi altsaa antage, at 
Hovedstjernen er omkredset af et mørkt Legeme, 
der i dennes Minimumsperiode partielt dækker 
den. Hos Procyon og Sirius finder noget lig- 
nende Sted, ogsaa disse er omkredsede af mørke 
Tegemer, der sammen med Hovedstjernen danner 
et Dobbeltsystem. Ved at bearbejde de Obser- 
vationer Schönfeld i Aarene 1859—70 har 
foretaget, har Pickering kunnet udlede Belig- 
genheden af dette mørke Legeme og bestemt 
dets Hastighed til 170 Kilometer i Sekundet. 
Paa hosstaaende Figur har vi søgt at frem- 
stille dette ejendommelige Dobbeltstjernesystem, 
men for at det rette Forhold skal opnaaes, maa 
Figuren holdes fjernt omtrent 200 Kilometer. 
at Picke- 
rings Betragtningsmaade kun er et Forsøg paa 
Det maa imidlertid stærkt pointeres, 
*) Se ,Naturen* 1883. Side 169. 
hin ME 
