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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
Die Erklärung der Lichtkurven der ganzen Gruppe II, insbesondere der 
Sterne, die in bezug auf die Lichtänderungen wenigstens ab und zu Wieder 
holungen zeigen, ist nicht ganz einfach. Bei dem regelmäßigsten, U Gemi- 
norum, fand Nijland, daß man durch Übereinanderlagerung von normalen 
Lichtausbrüchen mit einer symmetrischen Verfinsterungskurve jedes zweite 
Maximum darstellen könne, wobei allerdings die Ungleichmäßigkeit der Pe 
riode mit in Kauf zu nehmen wäre. Für alle anderen Sterne des II. Typus 
versagt die Erklärung wegen der weit größeren Unregelmäßigkeiten voll 
kommen. 
Dafür erscheint eine Deutung des absonderlichen Verhaltens der Unter 
abteilung IIb, d. h. derjenigen Sterne, bei denen der Lichtwechsel nicht in 
einem Aufleuchten, sondern in einem Helligkeitsabfall besteht, durchaus im 
Bereich der Möglichkeit, nachdem es sich herausgestellt hat, daß die zahl 
reichen, inmitten des Orionnebels stehenden schwachen Veränderlichen ( T , 
AI, AH Orionis u. a.) ähnliche, keiner Periode unterliegende Kurven zeigen. 
Hier hat es nach den Bergedorfer Beobachtungen von 1920 und 1921 den 
Anschein, als ob die vor oder um die Sterne flutende Nebelmaterie an der 
zeitweiligen Lichtabnahme die Schuld trägt. Der Umstand, daß bei den 
meisten dieser Sterne genau wie bei R Coronae ein maximaler Stillstand 
gewissermaßen das Normalstadium kennzeichnet, spricht für die Vermutung; 
dagegen ist zunächst der Hypothese die Tatsache nicht günstig, daß wir uns 
die sichtbaren Gasnebel als im höchsten Verdünnungszustande befindliche 
Materie vorzustellen haben, der man wohl erst bei sehr großer Tiefenaus 
dehnung so beträchtliche Absorptionen zuschreiben darf. Die BARNARöschen 
„Tintentropfen“ inmitten der hellsten Milchstraßengebiete (Abb. 252) lehren 
jedoch, daß es dunkle Nebel- oder Staubwolken im Weltraum gibt, die sehr 
wohl auch hellere Sterne bis zur völligen Unsichtbarkeit verdecken können. 
Die Cepheiden. Die Veränderlichen vom d Cepheicharakter (Typus III) 
zeichnen sich durch einen Lichtwechsel aus, der nach unseren bisherigen 
Kenntnissen in der Mehrzahl der Fälle durch völlig ungestörte regelmäßige 
Perioden dargestellt wird. Bei dem wichtigsten Stern der Gruppe, d Cephei, 
ist z. B. erst in den letzten Jahren der Nachweis einer sehr geringen Perioden^ 
abnahme geglückt, obwohl die ersten Beobachtungen nahe 140 Jahre zurück 
liegen. 
Die mittleren Lichtkurven der Cepheiden haben alle mehr oder weniger 
die in Abb. 228 bzw. 230 dargestellte Form, ohne Rücksicht darauf, ob die 
Periode mehrere Tage oder einige Stunden umfaßt. Ihr Hauptkennzeichen 
bildet der rasche Aufstieg und der langsamere, zuletzt kaum merkliche Ab 
stieg zum Minimallicht, das dem Maximum unmittelbar vorausgeht. Die 
etwas irreleitende Bezeichnung Antalgolsterne, 
wie sie für die kurzperiodischen Cepheiden 
vom Typus RR Lyrae eine Weile in Ge 
brauch war, ist aufgegeben. Man faßt heute 
diese letzte Unterabteilung (III b) zu einem 
Sternhaufentypus zusammen, da er für sehr 
zahlreiche Veränderliche in Sternhaufen, insbe 
sondere in den kugelförmigen Gebilden die 
ser Art, charakteristisch ist. 
Abb. 228. Lichtkurve von ö Cephei.