DOC.
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PROPAGATION
OF
LIGHT
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Einfluß
der
Schwerkraft
auf die
Ausbreitung
des Lichtes.
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müssen also die
Spektrallinien
des
Sonnenlichtes
gegenüber
den
entsprechenden Spektrallinien
irdischer
Lichtquellen
etwas
nach
dem Rot verschoben
sein,
und
zwar um
den relativen
Betrag
2±=L1
= =
2-10-«.
v0
c*
Wenn die
Bedingungen,
unter welchen die Sonnenlinien ent-
stehen, genau
bekannt
wären,
wäre diese
Verschiebung
noch
der
Messung zugänglich.
Da
aber
anderweitige
Einflüsse
(Druck,
Temperatur)
die
Lage
des
Schwerpunktes
der
Spektral-
linien
beeinflussen,
ist
es
schwer
zu
konstatieren,
ob
der hier
abgeleitete
Einfluß des
Gravitationspotentials
wirklich
existiert.1)
[7]
Bei oberflächlicher
Betrachtung
scheint
Gleichung
(2)
bzw.
(2a)
eine
Absurdität
auszusagen.
Wie kann bei bestän-
diger
Lichtübertragung
von
S2
nach
S1
in
S1
eine andere An-
zahl
von
Perioden
pro
Sekunde
ankommen, als
in
S2
emittiert
wird? Die Antwort ist
aber
einfach. Wir können
v2
bzw.
v1
nicht als
Frequenzen
schlechthin
(als
Anzahl Perioden
pro
Sekunde) ansehen,
da wir eine Zeit im
System
K noch nicht
festgelegt
haben.
v2
bedeutet die
Anzahl
Perioden, bezogen
auf die Zeiteinheit der Uhr
U
in
S2,
v1
die Anzahl
Perioden,
bezogen
auf die Zeiteinheit der
gleich
beschaffenen Uhr
U
in
S1.
Nichts
zwingt
uns zu
der
Annahme,
daß die in
ver-
schiedenen
Gravitationspotentialen
befindlichen Uhren
U
als
gleich
rasch
gehend
aufgefaßt
werden
müssen.
Dagegen
müssen
wir
die
Zeit in
K sicher
so definieren,
daß die Anzahl der
Wellenberge
und
Wellentäler,
die sich zwischen
S2
und
S1
be-
finden,
von
dem Absolutwerte
der
Zeit
unabhängig
ist;
denn
der ins
Auge gefaßte
Prozeß ist seiner Natur nach
ein statio-
närer. Würden wir diese
Bedingung
nicht
erfüllen,
so
kämen
wir
zu
einer
Zeitdefinition,
bei deren
Anwendung
die Zeit
explizite
in die
Naturgesetze einginge,
was
sicher
unnatürlich
und
unzweckmäßig
wäre.
Die Uhren
in
S1
und
S2
geben
also
1)
L. F.
Jewell
(Journ. de
phys.
6.
p.
84.
1897)
und
insbesondere
Ch. Fabry
u.
H.
Boisson
(Compt.
rend.
148.
p.
688-690.
1909)
haben
derartige Verschiebungen
feiner
Spektrallinien
nach
dem
roten Ende des
Spektrums
von
der hier berechneten
Größenordnung
tatsachlich kon-
statiert,
aber einer
Wirkung
des
Druckes
in
der absorbierenden
Schicht
zugeschrieben.
[8]
[9]