398 
B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
Die helleren Algolsterne. 
Veränderlicher 
Ort 1900.0 
Max. 
Min. 
Sp. 
P 
T 
j 
TV Cassiop 
0 h 13.9 m 
+ 58° 35' 
7.4 
8.4 
B 9 
1.813 d 
8 h 
U Cephei .f. ! 
RY Persei 
0 53.4 
+ 81 20 
6.8 
9.2 
Ao 
2.493 
11.5 
2 39.0 
+ 47 43 
8.2 
10.6 
A 2 
6.864 
24 
RZ Cassiop 
2 39.9 
+ 69 13 
6.4 
7.6 
Ao 
1.195 
5.5 
ß Persei .2 : 
3 1.7 
+ 40 34 
2.2 
3.4 
B 8 
2.867 
9.5 
X Tauri /. 1 
3 55.1 
+ 12 12 
3.8 
4.2 
B 3 
3.953 
10.5 
RW Tauri 
3 57.8 
+ 27 51 
8.0 
11.5 
B 5 
2.769 
8 
VV Orionis 
5 28.5 
— 1 14 
5.2 
5.6 
B 2 
1.485 
7 
WW Aurigae 
6 25.9 
+ 32 32 
6.0 
6.5 
Ao 
1.263 
4.5 
R Can. mai 
7 14.9 
— 16 12 
5.4 
6.0 
F o 
1.136 
6 
X Carinae 
8 29.1 
— 58 53 
7.9 
8.7 
Ao 
0.541 
6.5 
S Cancri 
8 38.2 
+ 19 24 
8.0 
10.1 
A o 
9.485 
21 
S Velorum 
9 29.5 
— 44 46 
7.8 
9.2 
Ao 
5.934 
15 
RS Can. ven 
13 6.0 
+ 36 28 
7.8 
8.9 
— 
4.798 
11 
SZ Centauri 
13 43.8 
— 58 0 
8.2 
8.8 
A 3 
4.108 
17 
S Librae 
14 55.6 
— 8 7 
4.8 
5.7 
A o 
2.327 
10 
LJ Coronae 
15 14.1 
+ 32 1 
7.5 
8.7 
Ao 
3.452 
10.5 
TW Draconis 
15 32.4 
+ 64 14 
7.3 
10.0 
Bo 
2.807 
9.5 
R Arae 
16 31.4 
— 56 48 
6.8 
7.9 
A o 
4.425 
9 
U Ophiuchi 
TX Herculis 
17 11.4 
+ 1 19 
5.7 
6.4 
B 8 
1.677 
7.5 
17 15.4 
+ 42 0 
8.0 
8.5 
A o 
2.056 
4.5 
Z Herculis 
17 53.6 
+ 15 9 
7.1 
7.9 
F o 
3.993 
11 
RS Sagittarii 
18 11.0 
— 34 8 
6.1 
6.8 
Ao 
2.416 
12.5 
RZ Scuti 
18 21.1 
— 9 16 
7.5 
8.9 
B 3 
15.194 
77 
RX Herculis 
18 26.0 
+ 12 32 
7.0 
7.5 
Bo 
1.779 
4.5 
RS Vulpeculae 
19 13.4 
+ 22 16 
7.3 
8.0 
A o 
4.478 
11 
U Sagittae 
19 14.4 
+ 19 26 
6.4 
9.2 
B 8 
3.381 
11.5 
Z Vulpeculae 
I 19 17.5 
+ 25 23 
7.8 
9.4 
A o 
2.455 
6 
Y Cygni 
20 48.1 
+ 34 17 
6.9 
7.5 
A o 
2.996 
8 
durchgeführt, so gelangt man zu auffallend hohem Dichtewert und starker 
Abplattung der beiden Körper. 
Da am Himmel zweifellos alle möglichen Formen einer Verfinsterung 
Vorkommen (partiell, ringförmig, total) und das Helligkeitsverhältnis der beiden 
Sterne in der Regel sehr verschieden sein kann, sind auch die Lichtkurven der 
Algolsterne sehr mannigfaltig, von kaum merklichen Helligkeitsänderungen 
von 0.1 oder 0.2 m (ß Aurigae), die nur die lichtelektrischen Photometer nach 
zuweisen gestatten, bis zu Änderungen von nahe 4 Größenklassen (flWTauri, 
SX Hydrae, WW Cygni), die fast einem Erlöschen der Sterne im Minimum 
gleichkommen (Abb. 231). 
Auf die wichtigen Daten, die sich aus den Bewegungen der Algolsterne 
ergeben haben, ist bereits (S. 337) ein Hinweis erfolgt. Eine sehr erschöpfende 
Methode der Bahnbestimmung dieser Doppelsterne haben Russell und 
Shapley veröffentlicht. Es wird dabei auf Exzentrizität der Bewegung, zuneh 
mende Absorption des hellen Sternes nach dem Rande und Abweichung von 
der Kugelform Rücksicht genommen. Sicher nachgewiesen ist das Vorhan 
densein dieser Sonderbedingungen nur in einigen wenigen Fällen; die meisten 
Bahnen scheinen sehr nahe kreisförmig zu sein und gleichförmig leuchtenden 
nicht deformierten Weltkörpern anzugehören. 
Systematische Periodenänderungen sind bei mehreren Algolsternen nach