, где u0 есть максимум для u.[вернуться к содержанию сайта]
В Proc. Amst. Acad. Februar 1913 (Band 15, S. 1297) и в этом журнале 14, 429, 1913 я показал, что при выборе между теорией света В. Ритца (эмиссионная теория) и теорией Лоренца (постоянная скорость света) существование спектроскопических двойных звёзд, движение которых соответствует кеплеровским законам, позволяет отдавать предпочтение последней. Если предположить, что выбирать можно только между этими двумя теориями, то постановка вопроса примет несколько иной вид. Скорость света в направлении источника можно представить как
v = c + ku.
Если k = 0 или k = 1, то выбор оказывается определённым. Если же k принимает промежуточные значения, то встаёт вопрос определения верхней границы для k. Экспериментально никогда нельзя утверждать постоянство некоторой величины, но только постоянство внутри некоторых границ.
П. Гутник (Astr. Nachr. 195, S. 265) и Е. Фрейндлих (настоящий журнал 14, 835) совершенно верно указывают, что в движении проявляется кажущийся эксцентриситет, который пропорционален , где u0 есть максимум для u.
Чтобы найти верхнюю границу для k возьмём, например, хорошо известную звезду ß Aurigae. Её наблюдаемые данные π=0'',014, e=0,005, u=110 km/sec, T=3',96.
Если мы примем в качестве верхних границ, приемлемых при ошибках наблюдений: π<0",05, то есть Δ>65 световых лет e< 0,015, то получим k< 0,002.
Наверное для других звёзд будут еще меньшие значения. Естественно, что наименьшие значения будут давать звёзды с наименьшими параллаксами. К сожалению, для большинства звёзд параллаксы ещё не определены. Однако имеется большое число спектроскопических двойных звёзд с большими скоростями и малыми или исчезающими эксцентриситетами, и можно не сомневаться, что большое число этих звёзд имеют малые параллаксы и дадут потому ещё меньшее значение для k чем ß Aurigae. Эта звезда выбрана потому, что её параллакс является известным и сравнительно большим.
Г-н Фрейндлих указывает, что статистика спектроскопических двойных звёзд свидетельствует о предпочтительном направлении линий абсид этих звёзд в сторону солнца. Это могло бы свидетельствовать в пользу гипотезы измеримого значения величины k. Однако имеется другой статистический факт, на мой взгляд гораздо более достоверный, который говорит о противоположном. На него уже указал Гутник. Спектроскопические двойные с короткими периодами, стало быть, большими скоростями u, имеют малые или исчезающие эксцентриситеты, в то время как звёзды с большими периодами и визуальные двойные звёзды в общем случае имеют более значительные эксцентриситеты. Если k имело бы значительную величину, то все обстояло бы противоположным образом.
Найденное выше малое значение верхней границы для k делает, как представляется, излишним всякие дальнейшие обсуждения такого рода.
Лейден, Октябрь 1913
(поступило 28 октября 1913)
Дата установки: 07.03.2010
[вернуться к содержанию сайта]
