Verdens Begyndelse Og Ende
Efter Fysisk-Astronomisk Sandsynlighed

34 ogsaa den korte Periode. En Taage- eller Damp- masse , som omkredsede Hovedstjernen, vilde i mange Tilfælde mærkelig formindske Glansen. De svagere af de foranderlige Stjerner have ofte et rødligt Lys, hvilket kunde tyde paa, at de under deres svageste Lysning- ere omgivne af en Slags Taage. I Spektret af en meget rødlig, forander- lig Stjerne i Orion manglede der under dens stør- ste Lysstyrke en hel Gruppe mørke Linjer, hvilke den samme Iagttager (Secchi) havde maalt nøj- agtig 2 Aar iforvejen; dette tyder paa en Forand- ring i de Stjernen indhyllende Dampe (se Side 14, 3). Ogsaa Solen kan betragtes som en lidt for- anderlig Stjerne (nærmest af anden Klasse), da Solpletterne vise sig- i en bestemt Periode; flere af de røde foranderlige Stjerners Spektra ligne desuden Solpletternes. Lysvekslen hos de for- anderlige Stjerner af tredje Klasse kan forklares ved gentagne Udbrud af glødende Masser med uregelmæssige Mellemrum. Hvad den første Klasse af foranderlige Stjer- ner angaar, vil omstaaende Billede tjene til at anskueliggøre, hvorledes man i Overensstemmelse med Kant-Laplaces Teori kan forklare deres Lys- veksel. Den flydende Masse (paa Figuren lys) maa bevæge sig fra Polerne i Retningen a og b hen