Теория относительности — мистификация ХХ века

Однако, продолжив начатые выше рассуждения, приходим к выводу, что существующие в движении визуально двойных звезд отступления от законов Кеплера в результате сложения скоростей настолько малы, что не могут быть зафиксированы имеющимися на сегодня приборами. Чтобы показать это, найдем угол ? между изображениями звезды S в точках I и II при условии t₁ = t₂, или

откуда следует

От точки I до точки II, расстояние между которыми равно диаметру орбиты Д, звезда перемещается за время Т/2, что позволяет записать:

При условии Д <<< L угол ? равен tg ?, то есть,

Подставляя в (31) значения L и Д из (29) и (30) и учитывая, что v << с, находим

Известно, что скорость визуально двойных звезд по орбитам гораздо меньше скорости в 350 км/с, которая необходима для того, чтобы угол ? составил 2·10^-6 рад — границу разрешающей способности современных телескопов. Поэтому тригонометрические измерения не позволяют опровергнуть гипотезу И. Ньютона и В. Ритца.

4.6. Измерение расстояния до двойных звезд

Однако закон сложения скорости света со скоростью источника, доказанный наблюдениями О. Рёмера, в двойных звездах проявляется изменением блеска звезды S. Переменная скорость движения звезды относительно Земли приводит к переменной скорости света от нее с одновременным, согласно эффекту Рёмера, изменением частоты излучения и изменению наблюдаемой интенсивности излучения звезды.

Для рассмотрения характера этого явления построим в координатах L и t траектории света, идущего от звезды S, которая движется по круговой орбите (рис. 10). Скорость света звезды относительно Земли c₁ = c + v sin ?t. В определенные моменты периода звезды на некотором расстоянии от нее, свет более «быстрый» для наблюдателя догоняет свет более «медленный» и фиксируется наблюдателем одновременно.

Рис. 10

Расстояние между соседними траекториями при L = 0 равно ?t. При удалении от звезды расстояние изменяется, его обозначим ??.

В — интенсивность излучения звезды S, она — постоянна, поэтому в каждом интервале периода ?t = Т/n (n — произвольное число) звезда излучает равное количество энергии. На некотором расстоянии от звезды этот интервал может остаться прежним, но может уменьшиться или увеличиться, в зависимости от того, какую скорость имеет вышедший позднее свет в системе наблюдателя. Если он догоняет впереди ушедший, то интервал сжимается, мощность излучения увеличивается, блеск звезды растет. И наоборот, при увеличении интервала — блеск звезды падает.

Величина В [?t/??] — представляет собой наблюдаемый блеск звезды, находящейся на расстоянии L₁, или сумма

если свет приходит одновременно из нескольких областей её орбиты. Расстояние L = Тс²/4v обозначим Л₀ и примем его условной единицей измерения расстояния до данной звезды, Л₀ — расстояние до наблюдателя, при котором свет приходит к нему одновременно из точек I и II орбиты, при определенных Т и v. Подобными характеристиками обладают так называемые переменные «пульсирующие» звезды — цефеиды, которые, по нашему мнению, являются двойными звездами, где светится только одна из них. Это предположение было высказано в начале ХХ века [10, с. 11].

Эффект изменения блеска, вызванный законом сложения скоростей от движущегося источника, наблюдается и у спектрально двойных звезд. Он имеет некоторые особенности. Компоненты этих звезд сравнимы между собой по интенсивности, поэтому изменение блеска у них выражено слабее, так как уменьшение блеска одной звезды компенсируется увеличением в это же время блеска другой. Однако компенсации не подвержено изменение интенсивности спектральных линий каждой звезды, что наблюдается уверенно [11, с. 199].

Одновременное наблюдение величин изменения блеска и смещения спектральных линий у переменных «пульсирующих» и спектрально двойных звезд позволяет определить, кроме параметров их движений по орбитам, еще и расстояние до этих объектов от Земли (см. рис. 11). Наши вычисления показывают, что, например, переменная звезда цефеида ? Cephei (параметры: изменение блеска составляет 0,7 звездной величины, период — 5,37 дня) находится на расстоянии 28 световых лет от Солнечной системы; цефеида RTAurigae (параметры: изменение блеска 0,8 звездной величины, период 3,73 дня) на расстоянии — 25 световых лет; цефеида ? Aquilae (параметры: изменение блеска 1,2 звездной величины, период 7,18 дня) на расстоянии — 65 световых лет. Это существенно отличается от современного представления о расстояниях до данных объектов.

Рис. 11

а) — Л=0,25Л₀, б) — Л=Л₀ и в) — Л=1,5Л. Верхняя кривая каждого рисунка — блеск переменной (двойной), выраженный в звездных величинах (по каждой ветви отдельно, без предварительного суммирования). Нижняя кривая каждого рисунка — лучевые скорости света, приходящего от переменной (двойной). (Вычисления и графика выполнены М. С. Сербуленко).

4.7. Измерение скорости света Солнца

В конце 40-х гг. ХХ века, во время подготовки в СССР дискуссии о сущности теории относительности, С. И. Вавиловым, президентом АН СССР, было решено поставить лабораторный опыт по проверке