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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
rückt plötzlich vor oder zurück. Bei R Hydrae springt z. B. die Periode alle 
3415 Tage um genau 10.0 d zurück, so daß sie seit 1670 allmählich von 518 d 
auf 408 d abgenommen hat. Bei % Cygni lassen sich dagegen alle Epochen 
mit einer konstanten Periode von genau 406 d darstellen, wenn man für die 
mehr als 200-jährige Beobachtungszeit vier plötzliche Epochenänderungen 
von je 28 d annimmt. Diese Unstetigkeiten sind überaus merkwürdig und es 
wäre zu wünschen, daß sie auch weiterhin sehr sorgfältig beachtet würden. 
Die Helligkeitsänderungen der Mirasterne sind, wie schon der Fall des 
Prototyps dieser Klasse zeigt, zuweilen sehr groß. Unterschiede von 5 bis 6 
Größenklassen kommen häufig vor. R Ursae mai. hat eine Amplitude von 7 m , 
^ Cygni gar eine solche von 9.5 m , d. h. der Stern ist im größten Lichte rund 
6000 mal heller als im kleinsten. 
Alle Sterne des I. Typus haben eine tiefgelbe oder gelbrote Färbung und 
gehören ausschließlich den Spektralklassen Md oder seltener N an. Erstere 
ist durch das Auftreten von hellen Wasserstoff- und anderen Emissionen 
(S.356) charakterisiert, die in allen bisher untersuchten Fällen eine beträchtliche 
Violettverschiebung zeigen. Vorläufig nicht zu erklären ist die von Luden 
dorff festgestellte Tatsache, daß die Verschiebung der hellen Wasserstoff 
linien gegen die dunklen einen deutlichen Gang mit der Periode zeigt, d. h. um 
so größer wird, je länger die Periode des Lichtwechsels ist. Als DoppLEReffekt 
gedeutet, würde sie bei den Mirasternen von kurzer Periode (etwa 90 d ), eine 
Radialbewegung 0, bei den langen Perioden 
(etwa 430 d ) 26 km Annäherung in der Blick 
richtung ausmachen. Einige andere statisti 
sche Beziehungen innerhalb der Gruppe hat 
Gyllenberg in recht erschöpfender Weise 
abgeleitet und behandelt. Besonders auf 
fällig ist dabei der Gang der Periode mit 
dem Spektraltypus der Sterne, wie ihn die 
nebenstehende Tabelle veranschaulicht. 
Die Miraveränderlichen vom Spektraltypus N weisen bei tieferer Färbung 
meist längere Perioden und größere Amplituden auf und zeigen viel mehr 
das Bestreben zur Bildung von sekundären Schwankungen wie die Md-Sterne, 
so daß sie allmählich zur Unterabteilung Ib überleiten. 
Bei den irregulären Sternen (Ib) wird die Grundperiode anscheinend von 
zwei, drei oder mehreren Wellen so überlagert, daß eine harmonische Ana 
lyse sich selbst nach jahrelangen andauernden Beobachtungen kaum lohnt. 
Bei der tiefen, z. T. fast rein roten Farbe dieser Sterne sind ihre Schät 
zungen nur äußerst schwer von physiologischen Einflüssen freizubekommen, 
und selbst photometrische Messungen fallen nur dann zuverlässig aus, wenn 
bei den Beobachtungen Farbfilter verwendet werden. Angesichts des hier 
vorherrschenden Farbenindex von 3, 4, ja 6 Größenklassen sind photogra 
phische Beobachtungen außerordentlich erschwert, würden aber sehr wert 
voll sein. Zu den bekanntesten unregelmäßigen Sternen der Gruppe ge 
hören a Orionis und der „Granatstern“ /i Cephei, beides Vertreter der Spek 
tralklasse Ma. 
Was die kosmische Stellung der Veränderlichen vom I. Typus anbe-' 
trifft, so zeigen sie, abgesehen von den galaktischen N-Objekten, keine aus 
Periode 
Mittleres 
Spektrum 
Stern 
zahl 
<200 d 
Md 4.5 
22 
200-249 
Md 5.1 
39 
250-299 
Md 5.7 
53 
300-349 
Md 6.6 
53 
>350 
Md 7.1 
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