Содержание рассуждений заключено в следующем: «…представим себе звезду на расстоянии L от наблюдателя, одна из компонент которой S имеет период обращения T и линейную скорость движения v (рис. 9).

Рис. 9

Если баллистическая гипотеза справедлива, то свет от компоненты S в положении I дойдет до наблюдателя к моменту 

 а в положении II — к моменту

где

полупериод обращения.

Таким образом, наблюдаемое движение звезды может заметно отступать от законов Кеплера. В частности, при очень большом L возможно, что даже при v << c получится t2 < t1, т. е. видимое движение приобретает весьма прихотливый характер. Рассмотрение достаточного количества звезд показывает, что такое следствие баллистической гипотезы противоречит наблюдению и что, следовательно, гипотеза Ритца должна быть отставлена» [9, с. 452].

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.

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].