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schwierig ist, eine Eintheilung auf diesem Gebiete behufs Erlangung einer besseren 
Uebersicht vorzunehmen. Die einigermaassen sicher bestimmten Perioden 
schwanken zwischen acht Stunden und zwei Jahren, und die Stärke des Licht- 
wecbsels zwischen 0:4 und 8:0 Gróssenklassen. Eine strenge Sichtung ist nur 
durch Aufstellung eines Katalogs zu erlangen, eine Arbeit, der sich zuerst ScHÓN- 
FELD (1866) unterzog, die aber mehrfach in Folge von Neuentdeckungen wieder- 
holt werden musste, und zwar zunächst von diesem selbst noch zweimal. Dann 
stellte GonE nacheinander drei Kataloge auf, die alle in den »Proceedings of the 
Royal Irish Academy« (Ser. II, Vol. IV., und Ser III, Vol. I.) abgedruckt sind. 
Endlich sind noch die ausführlichen Kataloge von CHANDLER zu erwühnen, die 
1888 und 1893 im »Astronomical Journal« erschienen sind und die bei den 
folgenden Angaben zu Grunde gelegt wurden. Die Zeiten, an denen die wich- 
tigsten Veränderlichen die Maxima und Minima ihrer Helligkeit erreichen, werden 
— soweit sie sich im Voraus bestimmen lassen — alljährlich in der »Viertel- 
jahrsschrift der astronomischen Gesellschaft« für das folgende Jahr angegeben. 
Was die Nomenclatur der Veränderlichen betrifft, so werden alle diejenigen, 
welche nicht schon anderweitige Bezeichnungen von früher her besitzen, nach 
dem Sternbild genannt, in welchem sie stehen, unter Vorsetzung eines der neun 
grossen lateinischen Buchstaben .& bis Z. Werden in einem Sternbild mehr als 
neun bisher unbenannte Sterne als veränderlich erkannt, so erhält der zehnte 
die Buchstaben AA, der elfte ÆS u. s. w., dann der neunzehnte ‚S,S, der 
zwanzigste S 7° etc. 
Bei der Ableitung der Perioden des Lichtwechsels aus den Beobachtungen 
ist fiir diejenigen Veränderlichen, bei welchen die Helligkeitsschwankungen 
schnell vor sich gehen, zu berücksichtigen, dass die Erde bei ihrem Laufe um 
die Sonne dem betreffenden Sterne bald näher, bald ferner steht, dass also das 
Licht bald kürzere, bald längere Zeit braucht, um auf die Erde zu gelangen. 
Dadurch wird z. B. das Eintreten des Minimums der Helligkeit bald früher, 
bald später beobachtet, als wenn die Erde sich in Ruhe befände. Ehe man 
daher bei solchen Veränderlichen mit schnellem Lichtwechsel an die Ableitung 
der Periode geht, reducirt man die Beobachtungszeiten so, dass sie denjenigen 
entsprechen, welche man notiren würde, wenn man vom Mittelpunkt der Sonne 
aus beobachtete. Ebenso giebt man dann auch bei Vorausberechnungen der 
Minima dieser variabeln Sterne die heliocentrischen Werthe an. Die Reduction 
der Zeiten auf den Sonnenmittelpunkt kann übrigens höchstens 8” 20s betragen. 
Um nun eine gewisse Planmässigkeit bei der nachfolgenden Besprechung 
der Veränderlichkeit einzuhalten, seien hier die vier von PICKERING aufgestellten 
Klassen zu Grunde gelegt, obgleich dieselben keineswegs scharf untereinander 
abgegrenzt sind, noch alle Veränderlichen zu umfassen vermögen. Die Klassen 
sind nach ihren wichtigsten Vertretern genannt, die für dieselben im grossen 
und ganzen typisch sind, und man hat danach den Algol-, Lyra-, Mira- und 
Orion-Typus zu unterscheiden. 
Im Jahre 1669 bemerkte MONTANARI, dass ein für gewöhnlich der zweiten 
Grössenklasse angehörender Stern im Bilde des Perseus — Algol oder ß Persei 
genannt — gelegentlich nur so hell wie ein Stern 3ter bis 4ter Grosse sei. Aehn- 
liche Wahrnehmungen machten nach ihm MARALDI, KIRCH und PALITZSCH, doch erst 
1782 stellte GOODRICKE die Lichtveränderungen von Algol näher fest. Während 
längerer Zeit ist derStern unverändert 2'3terGrôsse; plôtzlich fängt er an schwächer 
zu werden und sinkt innerhalb 47 377-5 auf die 3:5te Grosse, steigt dann in der 
gleichen Zeit wieder bis zu 9:3ter Grósse auf, und behált diese wührend 27 11^ 337 bei;