Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Ljus ...
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
Jupiters skugga, eller början af dess förmörkelser,
visade sig, att dessa icke inträffade efter lika långa
mellantider, utan att dessa mellantider oupphörligen
minskades. Observerade man åter månens utträdanden
ur Jupiters skugga, eller förmörkelsernas slut, så
skedde dessa på allt längre och längre mellantider. Nu
inses lätt, att inträdet kan af oss iakttagas,
endast när jorden närmar sig planeten, och utträdet
endast när hon aflägsnar sig derifrån. På den tid,
som förflyter emellan tvänne inträden, har således
jorden kommit planeten närmare med en viss distans,
och på tiden emellan tvänne utträden har hon lika
mycket aflägsnat sig från honom. Hela minskningen i
tidsintervallen för inträdet vid jordens närmande,
liksom ock hela deras ökning vid aflägsnandet, antog
Römer utgöra den tid ljuset behöfver för att gå ett
vägstycke lika med skilnaden emellan jordens största
och minsta afstånd från planeten, eller, hvilket är
detsamma, jordbanans diameter. Som nu solen ligger i
det närmaste i jordbanans centrum, är halfva nämnda
tidsintervall den tid ljuset behöfver för att gå
från solen till jorden. Denna tid fann Römer ur
observationerna af förmörkelserna hos Jupiters förste
eller närmaste måne vara 8 min. 13,2 sek. Känner man
nu jordbanans radie, är det mycket lätt att beräkna
ljusets hastighet. – Den andra metoden man eger för
bestämmande af denna storhet är äfven astronomisk
och uppfanns 1727 af den engelske astronomen
Bradley. Denna metod grundar sig på bestämmandet af
den s. k. aberrationskonstanten. Med "aberration"
menar man nämligen en af Bradley funnen skenbar
rörelse hos alla stjernor, hvilken består deri att de
under årets lopp beskrifna små ellipser omkring sin
verkliga plats på himlahvalfvet. Dessa ellipser hafva
alla lika långa storaxlar, nämligen 40,5 bågsekunder,
medan deras smärre axlar variera efter stjernornas
lägen till ekliptikan, och det sålunda, att de
stjernor, som ligga 90° från detta plan, beskrifva
i det närmaste cirklar, medan hos dem, som ligga i
ekliptikan sjelf, ellipsens mindre axel försvinner,
eller med andra ord: ellipsen öfvergår till en rät
linie. Andra stjernor åter med ett intermediärt
läge beskrifva ellipser med allt kortare lillaxlar,
ju närmare de ligga ekliptikan. I dessa skenbara
banor synas stjernorna alltid röra sig i samma led
som jorden, men hafva ett försprång af 90° framför
jorden i dess bana. Fenomenet härleder sig från en
kombinerad verkan af jordens egen rörelse omkring solen
och hastigheten af det ljus, som kommer från stjernan
och träffar den i rörelse varande jorden. För att
förklara denna företeelse må vi erinra oss, att när
vi röra oss framåt, hälst med någon större fart,
t. ex. då vi fara på ett jernvägståg, vi icke
märka vår egen rörelse, utan få intrycket af att
de omgifvande föremålen förflytta sig i motsatt
led mot vår egen rörelse. Detsamma gäller äfven om
det föremål, som vi under färden betrakta, sjelf
är i rörelse. När två ångbåtar mötas, tycker en
passagerare på den ena båten, att den andra båten
nalkas med deras förenade hastigheter ; och när de
gå i samma riktning,
förefaller det från den ena ångbåten såsom om den andra
ginge mycket långsamt eller stode stilla. Hvad som
i alla dessa fall uppfattas är icke rörelsernas
verkliga hastigheter, utan deras relativa hastighet,
d. v. s. den hastighet, som det observerade föremålet
skulle haft, i fall iakttagaren tänktes vara i
hvila. Men vi öfverflytta vår egen rörelse på det
föremål vi möta, icke blott när detta är i hvila
eller när detsamma rör sig i samma eller motsatt led
mot oss sjelfva, utan äfven när dess rörelseriktning
gör en vinkel med vår egen, och verkan häraf är att
föremålet synes röra sig i en annan riktning mot vår
bana, än det i sjelfva verket gör. Utom dess egen
rörelse tillägga vi nämligen detsamma en rörelse i
motsatt riktning mot vår egen och af samma hastighet
som denna, emedan vi uppfatta oss sjelfva såsom
stillastående, och dessa båda rörelser sammansätta vi
till en enda, hvars riktning ligger emellan dem samt
närmare intill den hastigare. Såsom exempel härpå
kan anföras, att den, som under ett stridt regn,
hvarvid regndropparna nedfalla lodrätt till marken,
färdas i öppet åkdon, tycker, att regnet faller i
sned riktning framifrån. På samma sätt förhåller det
sig med stjernljuset: det kommer till oss i en vinkel
mot den bana, i hvilken jorden och följaktligen äfven
vi sjelfva röra oss. Men just till följd af vår egen
rörelse förlägga vi dess rörelseriktning något framåt,
eller se stjernan på ett annat ställe på himlahvalfvet
än der hon skulle synas, om jorden icke hade någon
framåtskridande rörelse. Som vidare jordens årliga
rörelse sker i en ellips, kommer också stjernans
skenbara plats på himlen att beskrifva en dylik
liten sluten kroklinie under loppet af året. Genom
en stor mängd observationer har man funnit, att
halfva storaxeln i denna ellips, hvilken benämnes
"aberrationskonstanten", är 20,25 bågsekunder,
och med kännedomen af detta tal kan man beräkna
ljusets hastighet. Denna erhålles nämligen helt
enkelt genom att man dividerar jordens hastighet med
längden af den båge i en cirkel, hvars radie är = 1,
som svarar mot en vinkel af 20",25. – Förutom dessa
astronomiska metoder att bestämma ljusets hastighet
har man tvänne andra, i hvilka bestämningen utföres
på korta distanser. Den ena af dem uppfanns af den
franske fysikern Fizeau 1849. Från en stark ljuslåga,
ställd på sidan om en astronomisk tub, inkommer ljuset
i tuben genom ett sidorör, efter att hafva passerat
ett lämpligt system af linser, och träffar inuti tuben
ett i 45° vinkel mot tubens axel stäldt planglas,
som reflekterar det i axelns riktning åt objektivet
till. På detta sätt erhåller man inuti tuben ett reel
bild af lamplågan; och om objektivet är så placeradt,
att bilden ligger i dess brännpunkt, gå strålarna,
efter att hafva passerat genom objektivet, ut i rymden
parallelt med tubens axel. På en aflägsen station –
3/4 eller 1 mil från den förra stationen – placeras
en annan tub, hvilken noga inriktas i samma linie
med tub in på den första stationen, och i hvars focus
befinner sig en plan spegel ställd vinkelrät mot
tubens optiska axel. Strålarna från ljusbilden gå då
genom båda tuberna, reflekteras mot
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
