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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
Gr. 
2.0 
2.2 
2.4 
2.6 
2.8 
3.0 
3.2 
3.4 
— 
r 
r 
— 
1 
0 * 10 20 30 40 50 60 70" 
Abb. 233. Lichtelektrisch erhaltene Kurve der Veränder 
lichkeit des Algol. (Nach Stebbins.) 
Die Begleiter, die die Ver 
finsterungen hervorrufen, hat 
man sich nicht als völlig 
dunkle Körper vorzustellen, 
wie z. B. die Planeten, son 
dern lediglich als Sterne ge 
ringerer Leuchtkraft, etwa wie 
den Sirius- oder Prokyonbe- 
gleiter. Die Bestimmung ihrer 
Spektra wäre von großem 
Interesse, doch ist diese Auf 
gabe vorläufig nicht anders 
als auf dem Umwege über 
den Farbenindex zu lösen. 
Verwendbar sind natürlich 
nur solche Sterne, bei denen 
die Lichtkurve im Minimum 
eine totale Bedeckung verrät; 
bei partiellen Finsternissen 
könnte höchstens ein Mischeffekt registriert werden. Dugan, Shapley, Russell 
u. a. haben etwa an einem Dutzend von Sternen derartige Untersuchungen an 
gestellt und dabei gefunden, daß fast ohne Ausnahme für die Begleiterein sehr 
erheblicher Farbenindex herauskommt, der meist den Farbenklassen g—k ent 
spricht. Im Gegensatz zu sehr vielen visuellen Doppelsternen scheint also 
hier der schwächere Stern meist auch der rötere zu sein. 
Durch die Anwendung der lichtelektrischen Photometrie ist es gelungen, 
auch den letzten Zweifel an der Natur des Lichtwechsels der Algolsterne zu 
beseitigen. In der Lichtkurve von Stebbins (Abb. 233) tritt ein schwaches 
Nebenminimum deutlich hervor, das auf die teilweise Bedeckung des Be 
gleiters durch den Hauptstern zurückzuführen ist; die wechselnde Wirkung 
der Erleuchtung des Begleiters ist an dem leichten An- und Abstieg der Kurve 
im Maximum erkennbar. Vergleicht man die Kuve mit älteren, selbst photo 
metrisch erhaltenen Darstellungen, so tritt die gewaltige Überlegenheit des 
photoelektrischen Verfahrens deutlich hervor. 
Mit der Stebbins sehen Lichtkurve für Algol sind die Veränderlichen des 
Typus IVa auf einen Spezialfall der ß Lyrae-Veränderlichen (IVb) zurück 
geführt, deren Lichtkurve in Abb. 234 dargestellt ist. Ein solcher Helligkeits 
verlauf entsteht offenbar dann, wenn bei einem Verfinsterungssystem ein 
sehr enges Doppelsternpaar mit nahe gleichhellen Komponenten vorliegt. 
Man kennt gegenwärtig etwa 20 Sterne dieser Art mit Perioden von 
0.3 bis zu 198 Tagen (RR Centauri bzw. W Crucis). Als Ergänzung der 
Tabelle der Algolsterne sind davon einige hellere Veränderliche auf S. 401 
verzeichnet. 
Bei der geringeren Anzahl der helleren Sterne dieses Typus beschränken 
sich die meisten Ergebnisse auf eine Feststellung der Lichtkurvenform. Ob 
diese sonst völlig glatt verläuft, wie bei den Algolsternen oder sekundäre 
Wellen zeigt, wie sie viele der kurzperiodischen Cepheiden aufweisen, ist 
nur bei ß Lyrae selbst in dem Sinne entschieden, daß solche Schwankungen