Баллистическая теория Ритца и картина мироздания

Если колебания блеска и спектра вызваны единой причиной, — эффектом Ритца от ускоренного движения звезды по орбите, то должна быть определённая связь между характеристиками кривых блеска, "лучевых скоростей" и температур. И, действительно, известно, что, вместе с нарастанием амплитуды колебаний блеска, растёт амплитуда колебаний температур и лучевых скоростей [65, 102, 140]. Рассмотрим звезду, расположенную на расстоянии L, движущуюся по круговой орбите с ускорением a и обладающую средней яркостью I. Тогда, по ритц-эффекту временной фокусировки света (§ 2.11), величина яркости в максимуме есть I(1+La/c²), а в минимуме

I(1-La/c²). Таким образом, глубина модуляции яркости ΔI/I=2La/c². Те же преобразования испытывает и частота, и длина волны. Поэтому, в спектре излучения звезды спектральный максимум λ_max

смещается то в красную, то в синюю сторону с размахом Δf/f=Δλ/λ=2La/c². То есть, звезда будет казаться то синее, то краснее, меняя цвет синхронно с яркостью. Эти вариации спектра излучения интерпретируют как изменение температуры звезды, хотя реально спектральный анализ, по закону смещения Вина T_cλ_max=b=0,003 м·K, даёт лишь оценочную цветовую температуру тела

T_c, часто не совпадающую с реальной температурой [74, 136]. Согласно закону Вина: чем краснее излучение тела, чем дальше его цвет и отвечающее ему значение λ_max сдвинуты в длинноволновую область, тем ниже температура тела T_c, в чём легко убедиться, наблюдая остывание раскалённого над пламенем металлического прутка. Соответственно, периодичные смещения спектрального максимума цефеиды расценивают как колебания её температуры ΔT_c/T_c=Δλ_max/λ_max

=2La/c². То есть, глубины модуляции температуры T_c и яркости I должны быть, согласно БТР, одинаковы, что и наблюдается у цефеид. Но, ещё раз отметим, что это лишь видимые колебания параметров, вызванные эффектом Ритца, тогда как реальная яркость и температура цефеид (отличная от цветовой) — не меняются.

Но между амплитудой колебаний блеска и лучевых скоростей может уже и не быть столь точного соответствия. Спектр поглощения испытывает гораздо меньшие колебания, чем спектр излучения. Причина этого, по-видимому, в том, что, если спектр излучения наблюдают преобразованным на всём пути следования, то спектр поглощения может создаваться слоями газа, расположенными гораздо ближе к Земле. Соответственно, смещения, вызванные эффектом Ритца, будут много меньше. Не исключено, поэтому, что колебания спектра поглощения вызваны, в основном, эффектом Доплера, а не Ритца. Интересно отметить, что сам Х. Доплер объяснял различие цвета звёзд в двойных системах их движением и открытым им эффектом, смещающим цвет звезды в зависимости от её положения на орбите и лучевой скорости то в красную, то в синюю сторону. Эта интересная гипотеза критиковалась многими и тормозила признание эффекта Доплера [153]. Но, выходит, чешский физик был в чём-то прав: именно такие колебания цвета, вызванные движением звёзд в двойных системах, мы и наблюдаем у цефеид. Только вызывает их не эффект Доплера, а — эффект Ритца, или ЭДР, поскольку скорости звёзд недостаточны для сильного изменения их спектра, тогда как ускорения и эффект Ритца за счёт большой удалённости L меняют цвет весьма заметно.

Наконец, была уверенно обнаружена и связь амплитуды блеска со степенью асимметрии кривой блеска и кривой скоростей. Все цефеиды имеют тенденцию резко наращивать яркость и долго снижать её до прежнего уровня. Степень этой асимметрии, как оказалось, растёт с увеличением амплитуды колебаний блеска. Это так же находит объяснение в рамках БТР. Большинство двойных звёзд имеет круговую орбиту и потому должны иметь синусоидальную кривую лучевых скоростей. Однако, видимое изменение масштаба времени от эффекта Ритца приводит к тому, что кривые лучевых скоростей, а, значит, и кривые блеска становятся асимметричными, перекошенными (эффект Барра, Рис. 67). И, чем выше этот перекос, тем выше сопровождающие его по эффекту временной концентрации света вариации яркости. Именно этим объясняется наблюдаемая зависимость, впервые отмеченная тем же Барром в его статье 1908 г. Поэтому, классические цефеиды, имеющие резко асимметричные спектральные кривые, показывают сильные колебания блеска. Зато переменные звёзды с почти симметричной, синусоидальной кривой блеска, имеют слабые колебания яркости, как, например, малоамплитудные цефеиды типа ζ Близнецов [157, 158]. Этот эффект легко наблюдать на трёхмерной диаграмме клистрона, где хорошо видно, что, по мере нарастания амплитуды колебаний плотности потока электронов, увеличивается и асимметрия волн, становящихся из синусоидальных — коноидальными, с острыми пиками (Рис. 72, Рис. 73).