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radius spektroskopisch bestimmen zu können, beruht auf dem Dopp- 

 ler 'sehen Prinzip; dasselbe möge zuerst für den Schall erklärt werden. 



Die Höhe eines Tones hängt von der Anzahl der Luflstösse 

 (Schwingungen) ab, welche in einer bestimmten Zeit unser Ohr treffen. 

 Bewegt sich nun ein tönender Körper z. 13. die Pfeife einer Lokomo- 

 tive, mit grosser Geschwindigkeit gegen einen ruhenden Beobachter 

 zu, so gelangen in derselben Zeit mehr Schwingungen in sein Ohr, 

 als wenn die Pfeife in Buhe ist. es wird also die Anzahl der Schwin- 

 gungen in der Sekunde, d. h. die Schwingungszahl des Tones, \<t- 

 grössert, somit die Wollenlänge verkürzt und der Ton erscheint dein 

 Beobachter höher, als er es für die ruhende Pfeife ist. Gerade das 

 Umgekehrte tritt ein, wenn sich die Pfeife von dem Hörer entfernt, 

 die Wellenlänge des Tones wird vergrössert, der Ton erscheint tiefer. 



Das Doppler'sche Prinzip behält unverändert seine Gültigkeit 

 für die Aetherschwingungen des Lichts. Bewegt sich eine Lichtquelle 

 mit sehr grosser Geschwindigkeit im Visionsradius direkt gegen die 

 Erde zu, so treffen in derselben Zeit mehr Schwingungen in unser 

 Auge, als wenn dieselbe in Ruhe ist, die Schwingungszahlen der von 

 der Lichtquelle ausgestrahlten Lichtsorten werden erhöht, die Wellen- 

 längen verkürzt, es werden daher alle Linien ihres Spektrums gegen- 

 über denjenigen einer ruhenden Lichtquelle um gleichviel gegen das 

 brechbarere Ende, das Violett verschoben. Entfernt sich die Licht- 

 quelle im Visionsradius von der Erde, so findet umgekehrt Linienver- 

 schiebung gegen das Roth statt. Da die Fortpflanzungsgeschwindig- 

 keit des Lichtes sehr gross, 300,000 Kilometer in der Sekunde ist, 

 so muss die Geschwindigkeit Aar bewegten Lichtquelle ebenfalls sehr 

 gross sein und mehrere Kilometer oder Meilen betragen, wenn die 

 Linienverschiehung noch messbar sein soll. 



Die Verschiebung wird gewöhnlich an der F- oder der G-Linie 

 (}\y) des Wasserstoffs, der fast auf allen Himmelskörpern vorkommt, 

 gemessen, durch Vergleichung mit der Lage dieser Linie in dem 

 gleichzeitig direkt durch eine Geissler'sche Röhre erzeugten Wasser- 

 stoffspektrum. Aus der Grösse der Verschiebung, mit Berücksichtigung 

 der Bewegung der Erde, kann die Grösse und Richtung der Bewegung 

 des betreffenden Himmelskörpers leicht berechnet werden. Die Wellen- 

 länge der Mitte der E-Linie beträgt 485,0 uu, eine Aenderung der- 

 selben um ein hunderünillionlel Millimeter durch Verschiebung, kann 

 noch gemessen werden. Diese Messungen gehören zu den schwierig- 

 sten Problemen der Astronomie, denn wegen der geringen Geschwin- 



Beru. Milthoil. 1891. Nr. 1269. 



