как гравитацию с электромагнетизмом, так и сильные и слабые взаимодействия. Теория Калуцы-Клейна оперирует 10-мерным пространством, притом что 6 «лишних» измерений считаются «свёрнутыми». Эта теория предполагает, что десять гравитационных потенциалов Эйнштейна и четыре электромагнитных потенциала связаны с коэффициентами линейного элемента риманого пространства, которое, кроме четырех обычных измерений, содержит еще одно пятое измерение. При этом уравнения движения электрических частиц также в электромагнитных полях принимают форму уравнений геодезических линий. Если же они трактуются как радиальные уравнения, рассматривая материю как вид распространения волны, то почти само собой приходит дифференциальное уравнение второго порядка, которое можно рассматривать как обобщение обычного волнового уравнения.
§233. Бертиль Линдблад (1922) обнаружил зависимость величины поглощения в ультрафиолетовой части спектра в звёздах поздних спектральных классов от их светимости и правильно отождествил источник поглощения с молекулой циана, разработав на основе этого эффекта метод определения светимости слабых холодных звёзд по спектрам с низкой дисперсией158. [491]
§234. Шведский астроном Гуннар Малмквист (1922) описал эффект в наблюдательной астрономии, приводящий к преимущественному обнаружению объектов с высокой светимостью, который получил название смещение или сдвиг Малмквиста. [492] Поскольку наблюдаемые звёзды и галактики кажутся слабее при большем удалении от наблюдателя, то видимая звёздная величина с расстоянием будет увеличиваться до тех пор, пока не превысит предельное значение для такого обзора. Объекты с более высокой светимостью могут наблюдаться с большего расстояния, что может создать ложную зависимость, дающую усиление блеска с расстоянием. При наблюдении области неба мы можем видеть звёзды только до определённой звёздной величины. Нам будут видны далёкие звёзды высокой светимости и близкие звёзды, причём как яркие, так и слабые. Таким образом, будет казаться, что до определённого расстояния звёзд высокой светимости гораздо больше, чем слабых. На самом же деле, слабых звёзд гораздо больше, но они не попадают в наблюдаемую выборку, поскольку слишком слабые. Смещение в сторону звёзд большей светимости при наблюдении участка неба влияет на определение среднего значения абсолютной звёздной величины и среднего расстояния до группы звёзд. Поскольку звёзды высокой светимости видны на больших расстояниях, то может казаться, что рассматриваемая выборка находится в среднем дальше, а каждая звезда вследствие этого будет считаться имеющей более высокую светимость. В статистике данное смещение является систематической ошибкой и влияет на результаты обзоров в выборках, ограниченных по видимой звёздной величине, в которые не попадают звёзды, видимые звёздные величины которых превышают определенное значение.
§235. Первая из нестационарных моделей