Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Relativitetsteorien
<< 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)
længere bevæge sig jævnt, men besidde en
Acceleration mod den ved B betegnede Sidevæg (Fig.
4). Denne Acceleration vil altid være den
samme uafhængig af Legemets Natur, idet den
øjensynligt netop er lig med a. Inden i Kassen
hersker der derfor Forhold, som er nøjagtig
analoge med Forholdene i et Tyngdefelt, og en
Iagttager inden i Kassen vil ikke være i Stand
til at opdage, at hans Tyngdefelt kun er
frembragt ad kunstig Vej og ikke er et »virkeligt«
Tyngdefelt; i alt Fald vil han ikke kunne opdage
det ved Hjælp af mekaniske Forsøg inden i
Kassen. Einstein postulerer nu, at denne
Ækvivalens mellem et kunstigt og et virkeligt
Tyngdefelt ikke alene gælder for Forløbet af
mekaniske Fænomener, men ogsaa for Forløbet
af et hvilket som helst (f. Eks.
elektro-magnetisk ell. optisk) Forsøg (Einstein’s
Ækvivalensprincip, 1907).
Heraf følger først og fremmest, at en
Lysstraale i et Tyngdefelt ikke længere vil beskrive
en retliniet Bane, men p. Gr. a. Tyngdens
Virkning vil blive afbøjet. Dette indses let, naar
man bemærker, at i den ovenbeskrevne kunstigt
accelererede Kasse en Lysstraale vil beskrive en
svagt krummet Bane, fordi den ligesom en
hvilken som helst anden fri Bevægelse vil være
accelereret relativt til Kassens Vægge. Denne
Afbøjning af Lyset i et Tyngdefelt er i Alm.
overordentlig ringe, men Einstein kunde
udregne (1916), at Lyset fra en Stjerne, der paa
sin Vej mod Jorden passerer tæt forbi Solens
Overflade, maatte p. Gr. a. Solens Tiltrækning
blive afbøjet saa meget fra sin opr. Retning
(1,7 Buesek.) (sml. Fig. 5), at den dermed
forbundne Forskydning af Stjernens tilsyneladende
Plads paa Himlen vilde være iagttagelig med
Hjælp af de moderne Hjælpemidler. Forsøget
kan kun gøres ved under en total
Solformørkelse at iagttage den Plads, som en Stjerne, der
ses tæt ved Solens Rand, indtager i Forhold til
andre Stjerner, og at sammenligne denne med
Pladsen, den indtager paa Tider, hvor Solen
staar et helt andet Sted paa Himlen. Einstein’s
Forudsigelser blev paa slaaende Maade
bekræftet ved de Observationer, der er udført af to
eng. Solformørkelsesekspeditioner Maj 1919, og
ved Ekspeditionerne, der fandt Sted 1923.
En anden elementær Konsekvens af
Ækvivalensprincippet, som Einstein allerede paa et
tidligt Tidspunkt gjorde opmærksom paa (1911),
bestaar i, at en Iagttager, som hviler i et
Tyngdefelt, og som observerer Urenes Gang og
overhovedet Processernes Tidsforløb paa et Punkt
i Tyngdefeltet, der ligger et Stykke »lavere«
end han selv, vil komme til det Resultat, at
Tiden gaar »langsommere« i dette Punkt end
hos ham selv. Dette følger umiddelbart, naar
man betragter Forholdene i det »kunstige«
Tyngdefelt i den accelererede Kasse i Fig. 4;
tænker vi os f. Eks. at to Lyssignaler bliver
udsendt fra B mod A med en Tidsforskel paa
1 Sekund, saa vil Signalerne indtræffe i Punktet
A med en Tidsforskel, som er a X l / c2 Sekund
større, hvor l betyder Afstanden mellem A og
B. Ved at forfølge denne Tanke kunde Einstein
slutte, at Tidsforløbet af en Proces paa Solens
Overflade, iagttaget fra Jorden, vil foregaa
1000002 Gange langsommere end samme Proces
vil forløbe her paa Jorden. Det interessante er
nu, at dette virkelig kan prøves, ved nøjagtigt
at sammenligne Bølgelængderne af de
Frauenhofer’ske Linier i Solspektret med
Bølgelængderne af de tilsvarende Spektrallinier, naar
disse bliver frembragt i en Lyskilde her paa
Jorden. Iflg. Einstein burde de Frauenhofer’ske
Linier være en ganske lille
Smule forskudt mod rødt. De
sidste Aars meget nøjagtige
Undersøgelser synes at tale
for Eksistensen af denne
saakaldte Einstein-Effekt.
Einstein har forstaaet at
forene Ækvivalensprincippet og
den specielle R. til en
sammenhængende Tyngdekraftsteori. Denne kaldes for
den alm. R., fordi et af dens
væsentlige Træk er, at den betragter
Koordinatsystemer, hvis Bevægelser relativt til hinanden er
af fuldt almindelig Beskaffenhed (jfr ovenst.
Eksempel med Kassen), medens den specielle
R. kun betragter Koordinatsystemer, der
bevæger sig med konstant Hastighed i Forhold
til hinanden.
Grundtanken i Teorien er, at den specielle
R.’s Love paa alle Steder i Universet, hvor
der hersker hvad man plejer at kalde et
Tyngdefelt, ikke maa anvendes i et
Koordinatsystem, som hviler i dette Tyngdefelt, men
kun i et System, i hvilket Inertiloven
 |
| Fig. 3. |
 |
| Fig. 4. |
 |
| Fig 5. St. = Stjernens Plads. S. = Solen. J1 og J2, er to Punkter, som Jorden passerer i sin Bane omkring Solen. L1 og L2, Lysstraalernes Vej fra Stjernen til Jorden. L2 er krummet i Nærheden af Solen paa Grund af dennes Tiltrækning. St’ = Stjernens tilsyneladende Plads, naar Jorden er i J2. |
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
