VII. Die Fixsterne, Nebelflecke und Sternhaufen 
397 
Trotz aller Bedenken gegen einen einfachen Rotations- bzw. Revolutions 
vorgang wird man freilich auch der Pulsationstheorie, die aus den neuen 
Anschauungen über die Erhaltung der Strahlungsenergie der Sterne hervor 
gegangen ist, kaum einen dauernden Bestand in der Astrophysik Vorher 
sagen können. Es ist nicht ausgeschlossen, daß eines Tages irgendein be 
sonderer konkreter Fall am Sternhimmel die Deutung des Cepheidenpro- 
blems in weit einfacherer Form zuläßt, als wir es heute ahnen. Damit ist 
der ganze auf die Entwicklung der Pulsationstheorie verwendete mathe 
matische Scharfsinn natürlich nicht vergeblich gewesen. Die abgeleiteten 
Gesetzmäßigkeiten können sich bei anderer Gelegenheit sehr wohl für die 
Himmelskunde als überaus nützlich erweisen. 
Die Bedeckungsveränderlichen. Die Sterne der Gruppe IV (Algol- und 
ß Lyrae-Typus) haben sich im Laufe der Zeit als eine überaus interessante 
Klasse von Veränderlichen erwiesen, insofern, als hier die Erklärung der Vor 
gänge durch eine Umlaufsbewegung in ganz einwandfreier Form geglückt ist. 
Während bei vielen Cepheiden jede Vervollkommnung der Beobachtungs 
bedingungen immer neue Komplikationen der Lichtkurve aufdeckt, kann man 
von den Sternen der Algolklasse das Umgekehrte behaupten. Die photo 
metrischen Messungen lassen keinen Zweifel darüber, daß hier, von Sonder 
fällen abgesehen, mit der Güte der Beobachtungen auch ihre Übereinstim 
mung mit der glatten theoretischen Kurve immer besser und vollkom 
mener wird. 
Bereits der erste aufmerksame Beobachter der mehr als 100 Jahre vorher 
(1667 oder 1669) entdeckten Veränderlichkeit des Algol, Goodricke, wies um 
1782 darauf hin, daß der Lichtwechsel dieses Sternes durch eine Verfinste 
rungserscheinung hervorgerufen werden könnte, deren Wahrscheinlichkeit 
dann bis etwa 1890 ebenso oft behauptet wie bestritten worden ist. 
Die endgültige Entscheidung brachte dann im Jahre 1889 der spektro 
skopische Nachweis der Doppelsternnatur und der Bahnbewegung durch 
Vogel und Scheiner, worüber auf S. 337 bereits das Wichtigste gesagt ist. 
Wegen des Interesses, das insbesondere die Algolsterne bieten, mögen 
hier für die helleren unter ihnen die Amplitude der Schwankungen, das 
Spektrum, die genäherte Periode P und die Dauer T der Lichtänderung folgen 
(S. 398). 
Einige der Gruppe oft zugewiesene hellere Sterne sind in die Liste nicht 
aufgenommen worden. So schwankt der vierte Trapezstern im Orionnebel 
zeitweise zwischen 8 m und 9 m in einer algolähnlichen aber anscheinend nicht 
ungestörten Kurve. Wahrscheinlich zu den Algolsternen zu rechnen ist nach 
Ludendorff der Veränderliche e Aurigae (F 8) mit der Amplitude 3.3 m bis 
4.0 m und der längsten bisher bekannten Periode von 27 Jahren. Das letzte 
Minimum fand 1902 statt, das nächste ist 1929 zu erwarten. Von den 
schwächeren und daher hier nicht aufgenommenen Algolsternen hat erst RZ 
Ophiuchi (Gs) mit 262 Tagen die nächstlängste Periode. Anscheinend ge 
sichert ist der Algolcharakter auch bei dem Veränderlichen W Ursae mai. 
(G8). Die Lichtkurve hat hier bei sehr regelmäßiger Periode die Form einer 
Zykloide (Abb. 232). Ob diese als strenge Bedeckungskurve aufzufassen ist, 
steht noch nicht ganz fest, ist aber nach der gemessenen Radialgeschwindig 
keit sehr wahrscheinlich. Wird die Rechnung von diesem Gesichtspunkte aus