ett kontinuerligt spektrum eller, med andra ord, att utsända jus af endast bestämd brytbarhet, så synes man älven med temlig säkerhet kunna af samma iaktagelser draga den slutsatsen, att dessa nebulosor hufvudsakligen bestå af enorma gasmassor, son endast till en jemförelsevis ringa del blifvit kmdenserade till flytande eller fast form omkring vissa centralpunkter. Huggins olservationer, som sålunda bekräfta den åtskilnad som astronomerna göra mellan upplösliga oc) absolut oupplösliga nebulosor gifva på sanma gång ett kraftigt stöd åt den sinnrika hypoes, som William Herschel redan är 1811 uppstillde öfver samtliga verldskropparnes ursprung ch den daningsprocess, som de un: dergätt eller mdergå. Etter att under en läng följd af är ned sin vanliga outtröttlighet och med sin utomordentliga iakttagelseförmåga hafva studerat nebubsorna, kom han till den öfvertygelsen, att en ouppiöslig nebulosa består af en osmisk gasarad massa, som långsamt kondenserar sig omkring en eller flera attraktionsme delpnnkter för att småningom genom fortgående förtätning bilda en eller flera fixstjernor. På samma gång antog Herschel, att alla fixstjernorna och deribland ätven vår sol med sitt följe at planeter och månar ursprungligen blifvit danade på samma sätt af ett i upplöst gasformigt tillstånd befintligt kosmiskt uwrämne. Denna hypotes var ingalunda ett blott och bart lyckligt infall af Herschel, utan var frukten af trägna, under 37 år fortsatta studier öfver de olika former och utseenden, som nebulosorna visa. På himmelen påträffar man nemligen nebulosor, som. för att tala i den Herschelska hypotesens anda. befinna sigi alla möjliga stadier afutbildning till fixstjernor, den ännu helt och hållet oformliga massan intill den färdigbildade fixstjernan, symetriskt omsluten af en ringa återstod af det nebulösa grundämnet. Ett afgörande bevis för sanningen af Herchels åsigt skulle erhållas, om man, 1 stället för att hos olika föremål af detta slag se representanter för de olika utbildningsstadierna, finge tillfälle att hos en och samma nebulosa bevittna fortgången af demna daningsproc Men det lig ger i sakens natur. att ifrågavarande daningsprocess, om deen är verklig. måste försiggå med tantlig långsaumhet, och att derföre ingen utsigt r för handen att på denna väg komma till visshet. Under fulllkomlig insigt härom, hafva lik åtskilliga astromomer riktat sin uppmärksamhet åt detta håll,, och sökt förvissa sig om huru vida icke inomi kortare tiderymder förändringar försiggå i dessa nebulosors massor, hvaraf man vore 1 stånd attt draga några slutsatser om dessa gåtlika himme-lskroppars natur. och hafva för ådant ändamäll gjort isynnerhet den för sin storek och prakt samt sina bizarra former utmärkta nebulosan i stjernbilden Orion till föremål för j ett särskildt studium. I sjelfva verket trodde sig redan Schröter och något sednare William Herschel haiva he denna nebulosa iakttagit förändringar, beståede uti en förändrad fördelning at nebulosans missa och uttalande sig iförändrade glanstörhållansen mellan vissa delar af hennes för oss synliga yta. Oaktadt dessa observatörers stora auktorite har man likväl satt ifråga, huruvida icke de anmärkta förändringarne kunnat vara blotta optiska illusioner, beroende af de använda instrumeuternas ofullkomlighet, af den atmostleriska luftens tillstånd vid observationstill fällena och måhända af ännu andra förhållanden, som störande kunna inverka på iakttagelser af så delikat natur. Nyligen har likväl Otto Struve i Pulkowa hös Orions nebulosans massa iakttagit liknande förändringar, hvilka isynnerhet öfverensstämma med dem af Schröter observerade och bestå uti från tid till tid vexlande ljusintensiteter hos vissa partier, fornämligast inom nebulosans centrala och mest glänsande del eller den s. k. Huygenska regionen. Struve betecknar dessa förändringar sälunda, att det förekommit honom, som om denna del af nebulosan befunne sig i ett svallningstillstånd, lik ett böljande hat. Här haiva vi alltså återigen tecken som antyda, att en oupplöslig nebulosas massa befinner sig i ett upplöst gasformigt tilltånd. På dessa Struves observationer hafva likväl de anmärkningar, som blifvit gjorda i afseende på Schröters och Herschels iakttagelser af dylika förändringar, naturligtvis amma tillämplighet; också har Struve sjelt icke uraktlåtit att beledsaga dem med en motsvarande reservation. Men Struve Ihar hos Orionsnebulosan iakttagit andra slags förrändringar. om hvilkas realitet svårligen något tviftvel kan uppstå. och hvilka synas böra leda till ssamma slutsatser i afseende på ner bulosans natur... Inom den stora nebulosans område kunna meed de största för närvarande befintliga tuber urskiiljas omkring 150 mestadels mycket små fixstjerrnor; och särskildt inom den Huygenska regionem, som uteslutande varit föremål för Struves undersökning, och som omfattar en yta af icke fullt 8 qvadratminuter, hafva genom den stora refraktorn 1 Pulkowa inalles 15 stjernor blifvit sedda, bland hvilka befinna sig de 4 jemförelsevis mera lysande stjernor, som tillsammans bilda det berömda trapezium. Med undantag af dessa fyra, hvilka äro mellan 4:de och 8:de storleken. äro de andra 11 stjernorna inom ifrågavarande region mycket små. nemligen en af vid pass 10:de. och alla de öfriga mindre än 11:te storleken. Otto Struve har nu genom un der längre tid fortsatta iakttagelser funnit, att bland dessa 11 små stjernor icke en enda finnes. som icke v spår till föränderlighet i afseende på ljusintensitt, hvaremot de fyra lysande stjernorna i trapezum icke syntes, åtminstone icke i förlållande till hvarandra inbördes. vara underkastade några zlans dringar. De små stjernornas förändelighet är visserligen icke hos dem alla lika starkt utpräglad. men befanns hos flertalet bland den dock så påtaglig, att något tvi! vel om fenomenets verklighet icke kunde uppstå. Sålunda visade sig af tvenne tätt intill hvarandra stående stjernor vid olika tilifällen än den ena och än dem andra vara ljusstarkare, och det till den grad, satt den ena kunde helt och hållet upphöra att vara synlig. medan den andra urskildes med sttörsta lätthet. Om man nu betänker, att de på liknande sätt föränderliga stjernornas antal ösfver hela himmeln är. åtminstone så vidt man hiitintills erfarit, mycket ringa och på sin höjd kan antagas uppgå till mellan 100 och 200. synes; det omöjligen kunna bero på en I tilifällighet, attt inom ett så litet område som I det, hvilket af Struve blifvit mönstradt, eller inom -l den lilla ytan af 8 qvadratminuter. ett så stort antal, utgörande nästan samtliga der befintliga -stjernor, äro underkastade glansförändringar. Vare sig att dessa stjernor verkligen befinna sig inom nebulosans massa, eller att de ligga bakom I henne och endast perspektiviskt äro med henne I sammanfallande, så låter denna egendomliga ? I förteelse enklast förklara sig genom antagandet. : Jatt den nebulosa massan befinner sig i ett flukI tuerande tilistånd. hvarigenom än tjockare och a län tunpare lager af densamma, eller ock lager Jaf olika genomskinlighet komma att ligga cmel; I lan det betraktande ögat och dessa stjernor. bvilI kas glans derigenom Dblifver än mer, än mindre e I försvagad. Måhända torde man här också hafva I I ledtråden till törklaringen af stjernors glansiört d ändringar i allmänhet. Hvad angår de fyra stjernorna i trapezium och deras otöränderhighet, så torde dei förtjena att anmärkas, att dessa stjernor ligga inom en liten fyrkantig fläck. som genom sin dunkelhet skarpt atsticker mot kringliggande ljusa fanier af nebulosan, alltså inom ett litet afsöndradt område, öfver hvilket den egentliga nebulösa massang icke tyckes utbreda r sig. åtminstone efter de flesta observatörers uppfattning. Eljest skulle samma stjernors olöränderlighet kunna bero derpå, att de icke, 8 l antagligen de andra stjernorna. befinna sig inom I den nebulösa massan eller bakom densamma, utan e ligga oss närmare eller emellan jorden och nebu. I losan. för hvilket antagande deras större glans re