360 Astrophotometrie. 
Spectren von À Taur und 8 Librae in entsprechender Weise zu untersuchen, 
und es wird daher wohl nur eine Frage der Zeit sein, dass man auch für sámmt- 
liche übrigen Sterne des Algol-Typus die Elemente ihrer Bahnen kennt. Nach 
der Untersuchung an f Persei steht es wohl ausser allem Zweifel, dass der Licht- 
wechsel der übrigen hierhergehórenden Veránderlichen ebenfalls durch einen oder 
mehrere dunkle Begleiter, die sie zeitweise zum grossen Theile verdecken, hervor- 
gerufen wird. Uebrigens kann diese Erklárungsform auch für Veránderliche, die 
nicht dem Algol-Typus angehóren, aber eine kurze Periode haben, gültig sein, ja 
dieselbe ist von PICKERING für ß Lyrae als wahrscheinlich hingestellt und neuerdings 
durch Beobachtungen dieses Veränderlichen von BELOPOLSKY in Pulkowa als zu- 
treffend erwiesen worden. 
Ganz andere Verhältnisse scheinen nun bei den übrigen bekannten veränder- 
lichen Sternen zu herrschen. Die meisten derselben von längerer Periode haben 
Spectren der dritten Klasse, und einige gehören zum zweiten Spectraltypus oder 
stehen zwischen beiden. Da ist es denn (besonders bei denen der III. Klasse) hóchst 
wahrscheinlich, dass es Vorgänge auf der Oberfläche oder in der Licht aussen- 
denden Schicht dieser Korper sind, welche den Lichtwechsel hervorrufen. Die 
Spectren der III. Klasse haben in gewissen Beziehungen eine sehr starke Ver- 
wandtschaft zu denen der Sonnenflecken, und da nun die Sonne hóchst wahr- 
scheinlich in Bezug auf Dimension und Beschaffenheit mit sehr vielen — wenn 
nicht mit den meisten — Fixsternen in Beziehung gesetzt werden kann, so liegt 
der Schluss nahe, dass der Lichtwechsel derjenigen Veránderlichen, die Spectren 
der IIL Klasse zeigen, durch Gebilde und Vorgánge auf denselben, die den 
Flecken auf der Sonne entsprechen, hervorgerufen wird. Dabei braucht über die 
wahre Natur der Sonnenflecke und die Constitution der Sonne selbst gar keine 
bindende Annahme gemacht zu werden. Würde die Sonne in einen Abstand von 
der Erde gebracht, der dem der nächsten Fixsterne etwa entspricht, so würde 
man an derselben durch ganz genaue photometrische Messungen hóchst wahr- 
scheinlich Lichtschwankungen von 11 jàhriger Periode feststellen können ent- 
sprechend der Periode der Hàufigkeit der Sonnenflecken, und zwar würde ein 
Fleckenmaximum mit einem Helligkeitsminimum zusammenfallen. Dass diese 
lljàührige Periode sich nicht streng regelmássig wiederholen würde, ist im Hin- 
blick auf die Abweichungen der Sonnenfleckenperioden von der Mittelzahl wohl 
seibstverstándlich. Warum kann man nun nicht annehmen, dass die Fiecken- 
' bildung auf anderen Gestirnen lebhatter ist und sich in kürzeren Perioden wieder- 
holt als auf der Sonne, womit ein stärkerer Lichtwechsel und eine kürzere Dauer 
desselben erklärt wäre? In der That hat diese Annahme soviel für sich, dass 
man sie als der Wahrheit sehr nahekommend ansehen kann. Bewiesen würde 
dieselbe sein, wenn es gelänge bei den Veränderlichen auch die durch die 
Häufigkeit der Flecken nothwendig eintretenden Aenderungen im Spectrum nach- 
zuweisen, doch sind spectroskopische Beobachtungen im Minimum ihrer Hellig- 
keit meist äusserst schwierig. Nach dieser Fleckenhypothese wiirde es auch 
richtig sein, alle der Sonne ähnlichen Sterne als veränderlich anzusehen, nur 
dass bei einer sehr geringen Fleckenbildung die Helligkeitsschwankungen nicht 
messbar sich nachweisen liessen. 
Gelegentlich hat man die »Flecken-Hypothese« auch in der Weise aus- 
gesprochen, dass man nicht ein Bilden und Vergehen der Flecke annimmt, 
sondern sich die verschiedenen Theile der Oberfläche eines solchen Körpers 
mit mehr oder weniger grossen, dunkeln Flecken (Schlackenfeldern) besetzt denkt, 
die durch die Axendrehung des Gestirnes nach einander in die Gesichtslinie