Книга -

I нам у такой звезды как раз совпадало с наибольшим усилением Φ блеска. Кроме того, формы кривой лучевой скорости и кривой L блеска были очень похожи друг на друга². Естественно, что тогда

никто не сомневался в том, что цефеиды являлись двойными Я звездами, где два компонента, находящихся на близком расстоя- ] ипи друг от друга, быстро обращались один около другого. Однако на основании этого трудно было объяснить периодическое изменение блеска, которое у 6 Цефея и большинства цефеид обнаруживало довольно быстрое возрастание и более медленное, иногда неправильно замедлявшееся, непрерывное уменьшение. Иногда принималось во внимание приливное действие спутника на атмосферу звезды. Предполагалось, что из-за того, что движение по орбите происходит в сопротивляющейся среде, передняя сторона звезды сильнее накалена и имеет более высокую температуру, чем задняя. То, что в максимуме блеска температура выше, чем в минимуме, было выведено Шварцшильдом уже в 1899 г. При помощи точных измерений блеска но фотоснимкам он установил, что фотографическая амплитуда изменения блеска в полтора раза больше визуальной, следовательно, в максимуме цвет должен быть более синим. Все же здесь оставалось еще много трудностей. Нагревание из-за сопротивления означало сильное торможение, тогда как период оставался почти постоянным. Умеренная орбитальная скорость при столь коротком периоде обращения свидетельствовала о весьма малой массе, меньшей 0,01 солнечной. Весьма большой эксцентриситет вряд ли давал асимметричную, неправильную форму кривой блеска и лучевой скорости. ITo другим данным объем звезды следовало принимать таким большим, что центр орбиты должен был располагаться вплотную к центру звезды. Так что, собственно говоря, здесь не было передней и задней стороны.