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dieß Bild noch wahrzunehmen, ja seiner Größe nach zu messen, wenn der Gesichtswinkel desselben auch bedeutend <40’’ ist. Gewährt z. B. das Objectivglas des Fernrohrs für sich allein auch nur eine 14malige, das Mikroskop aber eine 1200malige Vergrößerung, so wird der Gegenstand noch gesehen und gemessen werden können, wenn der Gesichtswinkel auch nur Sec. beträgt.

8) Wie bei dem Schalle (in II., 1)) lehrt Doppler uns auch beim Lichte die Geschwindigkeit, mit der die Aethertheilchen in unserer Nähe schwingen, berechnen; nämlich durch die Veränderung in der Intensität des Lichts, welches derselbe leuchtende Gegenstand, z. B. ein Stern, uns zusendet, wenn wir bei ziemlich gleicher Entfernung einmal uns ihm entgegen, einmal uns von ihm wegbewegen mit einer Geschwindigkeit, welche mit der zu berechnenden in einigen Vergleich kommt. Zur Messung der beiden Lichtintensitäten bedient man sich des I., 9) beschriebenen Apparats, und wählt absichtlich Sterne, deren Licht sehr schwach und dem Erlöschen nahe ist; wo sich erwarten läßt, daß der Geschwindigkeitsunterschied in der Bewegung unserer Erde zu oder ab (etwa 9 Meilen in der Sec.) eine nicht unbeträchtliche Veränderung in der Intensität erzeugen werde. Je nachdem nun die Hypothese der longitudinalen oder jene der lateralen Schwingungen die wahre ist, wird sich entweder in den Quadraturen oder in der Conjunction und Opposition der stärkste Lichtunterschied ergeben; und man wird also nebst der gesuchten Schwingungsgeschwindigkeit des Lichts

9) auch in Erfahrung bringen, welche von jenen beiden Hypothesen die richtige sey.

10) Aus der bekannten Schwingungsgeschwindigkeit endlich wird sich nach einer bekannten Formel auch die Größe der Excursion der Aethermolecule bestimmen lassen.


III. Zur optischen Astronomie.

Diese Benennung erlaubt sich Doppler demjenigen Theile der Astronomie zu geben, zu dessen Kenntniß uns