SPEKTRUM - Fysik-c

More documents

Recommendations

Info

Relativitetsteorierne 1905 og 1915 Albert Einstein er givetvis den største fysiker i det 20. århundrede. Fra at være en anonym embedsmand på patentkontoret i Bern, hvor han uden den store opmærksomhed udgav flere artikler i perioden 1902 til 1904, blev han med ét berømt i 1905, hvor han udgav en række artikler. 1 marts: om lyskvanter til forklarelse af den fotoelektriske effekt, hvilket gav ham Nobelprisen i fysik i 1922. 2 april: om bestemmelse af molekylers størrelse, hvilket gav ham doktorgraden i fysik ved universitet i Zürich. 3 maj: om brownske bevægelser, hvor han lavede vores nuværende model for luftmolekylernes bevægelse på grund af molekylernes kinetiske energi (termisk energi). 4 maj: den specielle relativitetsteori, hvor han justerer Newtons mekanik fra 1687 for legemer med hastigheder i nærheden af lyset. 5 september: en videreførelse af den specielle relativitetsteori, hvor han påviser sammenhængen mellem energi og masse: E = m · c 2 Med disse artikler blev han med ét kendt i den akademiske verden. I perioden 1908 til 1914 er han ansat flere forskellige steder og i lyntempo avancerer han i graderne til professor ved Det Preussiske Akademi i Berlin, hvor han ankommer kort før 1. verdenskrigs udbrud august 1914. I 1915 udgiver han den almene relativitetsteori, hvori han påviser, at geometrien i verden (rummets krumning) påvirkes af de masser, der er i det. Einstein forklarer herved en drejning af Merkurs elliptiske bane omkring Solen, som man kun delvis havde kunnet forklare med Newtons fysik. I maj måned 1919 blev hans teorier om ækvivalensen mellem energi og masse påvist ved to på hinanden følgende solformørkelser ved, at lyset fra stjernerne afbøjes af Solens tyngdefelt. I mørket under den totale solformørkelse kunne man iagttage, at stjernerne på himlen nær Solen så ud til at have rykket sig ind mod denne. På den måde flyttede de sig i forhold til resten af stjernerne, der ikke havde Solen i nærheden. Fra at være kendt i forskerkredse blev han nu via avisoverskrifterne verden over kendt af alle. - 6 -
1920 fuldfører han en artikel om relativistisk kosmologi, som danner fundamentet for vores nuværende kosmologiske forståelse af verden. Heri har han overvejelser over Universets udvikling svarende til dem, Newton havde knap 250 år tidligere. Einstein vælger at indføre en kosmologisk konstant kaldet Λ (stort græsk lambda), der bevirkede, at han fik et statisk univers, der ikke kollapsede. Talværdien af denne konstant har man været meget usikker på, og er den dag i dag stadig et af de helt store spørgsmål i kosmologien. Afstandsbestemmelse Ved at udnytte Jordens årlige kredsløb omkring Solen kunne man påvise, at de nærmeste stjerner fra Jorden "ser ud til at flytte sig" i forhold til resten af stjernerne. Fænomenet kaldes parallakse. Det har været benyttet til afstandsbestemmelse siden 1838. Oprindeligt var stjernernes manglende parallakse årsagen til, at Aristoteles, Ptolemaios, Tycho Brahe og mange flere i tidens løb valgte at sætte Jorden i centrum for Universet. Men nu var målenøjagtigheden stor nok til, at parallaksen kunne bruges til afstandsbestemmelse for de nærmeste stjerner. Den kunne dog ikke bruges på tågerne, de var åbenbart var for langt væk. Cepheider havde været kendt siden 1784. Det er en type stjerner, som pulserer med en præcis periode på nogle døgn. I 1908 opdagede Henrietta Swann Leavitt, at der er en nøje sammenhæng mellem lysstyrken og svingningstiden for cepheiderne. Ved at undersøge 16 cepheider i Den Lille Magellanske Sky, som hun antog alle havde samme afstand til Jorden, kunne hun påvise en direkte sammenhæng mellem lysstyrken og perioden af de variable stjerner. Danskeren Einer Hertzsprung brugte princippet ved en sammenligning med parallaksen målt ud til Den Lille Magellanske Sky. Men afstandene lå på grænsen af det mulige med denne metode, og derfor var resultatet ikke ret nøjagtigt. Den amerikanske astronom Harlow Shapley arbejdede videre med Cepheidemetoden fra 1912 til 1918, hvor han løste problemet med at få de to metoder til at stemme overens. På den måde fik man en standardlyskilde i verdensrummet, som kunne bruges til afstandsbestemmelse. Ved at måle perioden for svingningerne kan man slå lysstyrken op i en tabel, og ved at gå ud og måle lyset, man modtager, kan afstanden beregnes. Det - 7 -
Page 1 and 2: Mælkevejen HALSE · WÜRTZ SPEKTRU
Page 3 and 4: Newton var klar over, at det er Jor
Page 5: Fototeknikken Fotografiet er opfund
Page 9 and 10: Diskussionen fortsatte, og først o

SPEKTRUM - Fysik-c

Create successful ePaper yourself

Delete template?

Save as template?