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Ausbreitung des Lichtes. Lichtgeschwindigkeit 
  
  
  
  
Ebenso folgen aus ihr die Vorgänge in einer Loch- 
kamera. Es sei (Fig. 210) acb ein leuchtender Gegenstand ; 
dann wird durch das Loch o auf einen Schirm S von jedem 
leuchtenden Punkte Licht gestrahlt, es wird der Punkt a 
die Stelle a’, der Punkt c die Stelle c', der Punkt b die 
Stelle b/ erhellen; wir bekommen an der Stelle a' b' ein ver- 
kehrtes unscharfes Bild, dessen Größe von dem Verhält- 
nis des Abstandes der Lichtquelle und des Schirmes vom 
  
ab oc 
Loche, da EN. abhängt. Die Helligkeit des Bildes 
ist der Lochgröße direkt proportional, dagegen die Fig. 210. 
Bildschärfe der Lochgröße verkehrt proportional. 
Daß nicht nur die Lichtstrahlen, sondern der gesamte, viel umfassendere Komplex 
der Strahlung denselben Weg geht, zeigt ein empfindliches Thermometer oder Thermo- 
element, das man an die Stelle a’b’ bringt. 
Dieses Gesetz láBt sich also für die gesamte elektromagnetische Strah- 
lung nachweisen. 
Lichtgeschwindigkeit. 
296. Diese wurde zuerst auf astronomischem Weg gemessen, von Olaf Römer (1673), 
welcher fand, daB die Zeit zwischen zwei Verfinsterungen eines Jupitermondes 
— verursacht durch sein Eintreten in den Jupiterschatten — nicht konstant ist. In 
Fig. 211 ist der kleine Kreis um / die Mondbahn, der große Kreis e 
um die Sonne S die Erdbahn. Steht die Erde in I, so findet man J 
etwa 42,5 Stunden als Umlaufszeit des Mondes. Erwartet man liy ¢ IJ] © 
nun aber auch nach einer genauen Uhr eine vorausberechnete Pie zin 
Verfinsterung in III, so tritt eine Verspátung von ungefähr Z ; 
1000 sec ein. Die Entfernung I—III (Durchmesser der Erdbahn) ist ungefähr 300 Milli- 
onen km. Das Licht braucht also zur Durcheilung dieser Strecke 1000 sec: darum die Ver- 
spätung in III. Die Geschwindigkeit (Weg durch Zeit) ergibt sich daraus zu 300000 km/sec. 
Eine zweite astronomische Methode zur Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit gründet 
sich auf die ,, Aberration des Fixsternlichtes'' (Bradley, 1727). Diese Erscheinung 
(nicht zu verwechseln mit der ,,sphärischen Aberration in Linsen‘“, vgl. $ 344) besteht dar- 
in, daß alle Fixsterne am Himmelsgewölbe eine scheinbare jährliche Bewegung ausführen 
in der Form einer pendelartigen Schwingung um eine Mittellage oder einer Bewegung in 
einer elliptischen oder kreisförmigen Bahn. Die größte Abweichung vom Mittelpunkt der 
Bahn beträgt bei allen Sternen im Winkelmaß 20,4 Bogensekun- 
u 
den. Theoretisch läßt sich zeigen, daß tg x = = ist, wenn « der 
Aberrationswinkel, c die Lichtgeschwindigkeit und w die Ge- 
schwindigkeit der Erde in ihrer Bahn um die Sonne sind. Da 4 be- 
kanntist(ausderEntfernung 
Sonne — Erde und der Dauer m B» B, 
des Jahres), làBt sich c be- lll ————— f. x — 
rechnen. Man erhält so eben- eR) Ef mu 
falls rund 300000 km/sec. 
   
297. Die erste Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit auf nicht | 
astronomischem Wege lieferte Fizeau (1840). L in Fig. 212 ist eine 
Lichtquelle, deren Strahlen durch die Linse 4 nach Reflexion auf AK 
einer durchsichtigen Glasplatte G in F ein reelles Bild liefern. F ist der