Сайт студентов физиков для студентов физиков!

Аберрация света

 

 

2.  Аберрация света

Аберрация света – явление отклонения луча света вследствие движения источника или вследствие движения наблюдателя.

Впервые аберрация света наблюдал в 1728 году Джеймсон Бродлей.

Здесь удобно использовать обратные преобразования Лоренца для углов:

(1.5.1)


Солнце

 


α

 


ψ′=900

 

α

 

Если V<<c, то этого явления наблюдаться не будет. Оно будет наблюдаться только в том случае, когда v будет близко к c. Здесь стоит отметить, что Бродлей в своих наблюдениях впервые положил скорость света , что было близко к современному значению скорости света.

 

3.  Парадокс близнецов (эффект замедления времени)

Пусть некоторая частица находится в начале координат системы и неподвижна относительно этой системы. (рис. 8) Тогда ее скорость относительно системы будет равна v. Время, которое отсчитывается по часам в системе , где частица покоится, будем называть собственным временем и обозначать через . Время, которое отсчитывается наблюдателем в системе будем тогда называть лабораторным временем и обозначать через .

В этом случае применяются преобразования Лоренца для частицы, которая находится в начале координат штрихованной системы.

y′

 


v

 

y

 

(1.5.2)

x, x′

 

(1.5.3)

z′

 

z

 

Компоненты y и z не преобразуются, так как частица движется вдоль оси ОХ. Подставим выражение для в первую формулу:

Рис. 9

 

(1.5.4)

Это вполне естественно для равномерно и прямолинейно движущейся в -системе частицы.

Из формулы преобразования времени тогда получаем:

(1.5.5)

Т. о. время в разных системах отсчета течет по-разному:

Наглядно это можно показать так:

 

Время, которое отсчитывается по часам, покоящимся вместе с движущейся частицей, называется собственным временем и это есть время =.

Таким образом

(1.5.6)

Замедление времени – реальный наблюдаемый процесс. Он наблюдается в микромире при изменении времени жизни микрочастиц.

Аберрация света связана с эффектом замедления времени.


α

 

Если Земля движется со скоростью v, то расстояние от телескопа до звезды . Если звезда будет светить вниз, то луч попадает прямо в телескоп.

Подпись: c′Δt′
(1.5.7)