Introduktion til den specielle relativitetsteori - Niels Bohr Institutet

katode-ende (ν−) af røret, og ifølge (4.6) finder man frekvenserne
ν+ = ν0
1 − u/c
1 + u/c , og ν−
= ν0
1 + u/c
1 − u/c .
For middeltallet af de to frekvenser giver den relativistiske beskrivelse alts˚a
¯νrel = 1
2 (ν+ + ν−) =
4.2 Lysets aberration
ν0
. (4.13)
1 − u2 /c2 Af (4.1) finder man p˚a tilsvarende vis, at den klassiske beskrivelse af eksperimentet ville
føre til et middeltal bestemt ved
¯νkl =
ν0
1 − u2 . (4.14)
/c2 I det foreliggende tilfælde er ν0 omtrent 0.02 promille mindre end ¯νrel, der igen er 0.02
promille mindre end ¯νkl.
Forsøget udførtes nu p˚a den m˚ade, at lysstr˚alerne fra de to ender af udladningsrøret,
sammen med lys fra hvilende brint-ioner ved hjælp af en spejlanordning sendtes ind
i et interferensspektroskop. Ives og Stilwell kunne da konstatere, at der mellem ν0 og
middeltallet ¯ν var en forskel, som helt udelukkede den klassiske formel (4.14), men var i
overensstemmelse med den relativistiske formel (4.13).
4.2 Lysets aberration
Enhver der har prøvet at køre gennem lodret faldende regn eller sne ved, at denne synes
at ramme en skr˚at forfra, med en vinkel der afhænger af hastigheden, hvormed man
kører. En lignende effekt gør sig gældende for lys, og er kendt under betegnelsen lysets
aberration.
Lysets aberration opdagedes i 1727 af den engelske astronom J. Bradley (1692–1762)
under sine bestræbelser p˚a at konstatere en ˚arlig parallakse af fiksstjernerne og dermed
bevise Jordens bevægelse omkring Solen. For at undg˚a virkningerne af den atmosfæriske
refraktion observerede Bradley hovedsageligt i nærheden af zenit. Det lykkedes Bradley
at p˚avise en ˚arlig variation i positionen af stjernen γ Draconis, men en nærmere analyse
viste, at fænomenet ikke kunne tolkes som en parallakse, idet det ikke havde maksimum
og minimum til de rigtige tidspunkter.
P˚a Figur 4.4 ses Jorden J i fire forskellige stillinger af sin ˚arlige bane omkring Solen S.
Jordens akse har en konstant retning i rummet og peger derfor i alle stillinger mod
himmelpolen P. Parallaksen skulle da give sig til kende ved, at synslinien fra Jorden til
stjernen varierer, s˚aledes at zenitdistancen z blev størst i december og mindst i juni.
Ved jævndøgn i marts og september skulle z have en middelværdi. Observationerne
viste imidlertid, at variationen af z var nul i juni og december, mens z var 40 ′′ større
i september end i marts. Andre stjerner viste tilsvarende forskydninger, idet de alle
65