Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Prövningsmöjligheterna av Einsteins allmänna relativitetsteori. Av fil. kand. I. Waller
<< 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 never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
eller ock skulle hela den observerade effekten härröra från
den årliga refraktionen, vilken då skulle få antas bero på
avståndet till solens centrum på samma sätt som
Einsteineffekten. Sannolika skäl tala för den förra eventualiteten.
Detta gäller i synnerhet den omständigheten, att de bägge
yttersta stjärnor, som medkommo på de tillförlitliga plåtarna
från Sobral, visa förskjutningar, som någorlunda stämma med
dem Einsteins teori fordrar, men som äro väsentligt mindre
än dem den årliga refraktionen borde ge. Tyvärr är dock
resultatet beträffande dessa två stjärnor rätt osäkert.
En viss otillförlitlighet måste åtminstone till följd av den
först anförda felkällan tillmätas de resultat, som erhöllos av
solförmörkelseexpeditionen. Av andra orsaker till avböjningen
än gravitationen torde enligt ovan blott årliga refraktionen
komma ifråga, ehuru det är föga plausibelt, att den gjort sig
gällande. Kanske måste dock den bekräftelse Einsteins teori
här tycks ha vunnit tillmätas större vikt än den förra
beträffande Merkuriperiheliets rörelse, då nämligen här även
den lag fenomenet bör följa kunnat kontrolleras och icke blott
ett siffervärde.
Den tredje prövningsmöjligheten av allmänna
relativitetsteorien, som vi skola betrakta, är följande av Einstein såsom
den förste förutsagda fenomen. Spektrallinjerna från solen
(eller från någon annan ljuskälla, som befinner sig på en
plats där gravitationspotentialen är högre än på jorden)
sammanfalla ej med motsvarande linjer från en ljuskälla på
jorden utan äro förskjutna i riktning av växande våglängd.
Förskjutningen bestämmes av ökningen i våglängd; för ljus
från solen av våglängden A är denna ökning
A >i = 2.12 • io-6. Å.
Även här ställer effektens litenhet stora svårigheter i
vägen för kontrollen. Sålunda är den fordrade
förskjutningen av en spektrallinje av samma storleksordning som
dess egen bredd. Till en början är av vikt att eliminera
sådana förskjutningar som bero på det tryck, för vilket de
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
