


‘Heft el 
| 787. 1916 
Theorie kann kaum hoch 
werden. 
genug angeschlagen 
Daß zwar beim Merkur, dem sonnennäch- 
sten der Planeten, eine meßbare Abweichung 
von der Newtonschen Theorie vorhanden ist, nicht 
aber bei den der Sonne ferneren Planeten, beruht 
übrigens darauf, daß dieser Effekt mit wachsen- 
| dem Abstande von der Sonne stark abnimmt, so 
daß er schon im Erdabstande unmerklich wäre. 
Bei der Venus ist unglücklicherweise die Exzen- 
trizitat der Bahn so gering, daß die Bahn von 
einem Kreise kaum abweicht und die Lage des 
_ Perihels daher nur sehr unsicher zu bestimmen ist. 
Von den beiden übrigen Prüfungsmöglich- 
keiten der Theorie entspringt die eine dem Ein- 
 fluß der Gravitation auf den zeitlichen Ablauf 
eines Vorganges. Wie ein solcher Einfluß ent- 
stehen kann, lehrt das folgende Beispielt): Wie 
bereits erörtert, kann nach der neuen Theorie 
}} auf Grund des Aquivalenzprinzips ein Be- 
|| obachter nicht ohne weiteres unterscheiden, ob 
| eine von ihm wahrgenommene Veränderung im 
‚ Ablauf eines Vorganges von der. Wirkung eines 
| Gravitationsfeldes herrührt oder von einer ent- 
sprechenden Beschleunigung seines Beobachtungs- 
ortes (Bezugssystem). Nehmen wir nun ein zeit- 
| lich unveränderliches Gravitationsfeld an, gekenn- 
zeichnet durch parallele Kraftlinien in Richtung 
der negative& z-Achse und durch einen konstan- 
ten Wert der Beschleunigung y, mit der alle 
Körper in ihm beschleunigt fallen, also gekenn- 
zeichnet durch Bedingungen, wie sie auf der Erd- 
oberfläche bestehen. Irgendein Vorgang wird 
nach der Einsteinschen Theorie in diesem Felde 
‚ ebenso verlaufen, wie er verläuft in bezug auf 
ein in Richtung der positiven z-Achse um den 
Betrag y beschleunigtes Koordinatensystem. Geht 
nun ein Lichtstrahl der Schwingungsdauer vı vom 
Orte A, der zur Zeit des Abganges des Strahles 
relativ zu dem betreffenden Koordinatensystem 
| ruhen möge, in Richtung der z-Achse nach einem 
| im Abstande h befindlichen Orte B, so wird ein 
"N Beobachter in B infolge seiner eigenen Beschleuni- 
| gung y bei der Ankunft des Strahles die Ge- 
A! rs. h : ieee 
_ schwindigkeit y ai erlangt haben (c¢ ist die Licht- 
geschwindigkeit). Auf Grund des normalen 
Dopplerprinzips wird er daher dem Lichtstrahl statt 
der Schwingungsdauer vı die Schwingungsdauer 
»=V (1 + ¥ =) in erster Näherung zusprechen. 
‚ Wenn wir denselben Vorgang in das äquivalente 
|) Gravitationsfeld verpflanzen, so nimmt dieses Re- 
| f sultat folgenden Ausdruck an: Die Schwingungs- 
_ dauer va eines Lichtstrahles in einem Orte B, der 
sich von dem Orte A durch den Betrag ® des 
„N Gravitationspotentials unterscheidet, steht auf 
Grund des Äquivalenzprinzips der Einsteinschen 
1) S. A. Einstein, Annalen der Physik Bd. 35, S. 898. 

Freundlich: Die Grundlagen der Einsteinschen Gravitationstheorie. 
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Gravitationstheorie zu der dort beobachteten 
Schwingungsdauer in der Beziehting 
„an (1+-4). 
Dieser spezielle Fall zeigt, wie die Abhängig- 
keit des zeitlichen Ablaufes eines Vorganges von 
dem Gravitationszustande zu verstehen ist, 
Nun kann man jedes (eine Spektrallinie emit- 
tierende) schwingende Gebilde als Uhr auffassen. 
Diese selbe „Uhr“ wird je nach dem Gravitations- 
potential an einer anderen Stelle des Feldes eine 
andere Schwingungsdauer,d.h. einen anderen Gang, 
haben. Infolgedessen wird eine: bestimmte Spek- 
trallinie des von der Sonne kommenden Lichtes, 
z. B. eine Eisenlinie, im Spektroskop gegen die 
entsprechende Eisenlinie einer irdischen Licht- 
quelle verschoben erscheinen müssen; das Gravi- 
tationspotential an der Oberfläche der Sonne hat 
ja, ihrer größeren Masse entsprechend, einen an- 
deren Wert als dasjenige an der Erdoberfläche, 
und eine bestimmte Schwingungsdauer (Farbe) 
ist ja im Spektrum durch eine bestimmte Stelle 
(Fraunhofersche Linie) charakterisiert. Dieser 
Effekt, welcher für eine Wellenlänge y= 400 py 
ungefähr 0,008 Ä beträgt, hat jedoch bisher nicht 
mit Sicherheit festgestellt werden können. Auch 
bei den Fixsternen liegen verschiedene Angriffs- 
punkte für die Behandlung dieser Frage vor 
und auch Anzeichen für das Vorhandensein eines 
solchen Gravitationseffektes. Seine Sicherstellung 
ist eine wichtige Aufgabe der Stellarastronomie. 
Die dritte, besonders wichtige Folgerung der 
Einsteinschen Theorie ıst die Abhängigkeit der 
Lichtgeschwindigkeit vom Gravitationspotential 
und die sich (auf Grund des Huygensschen Prin- 
zips) dadurch ergebende Krümmung eines Licht- 
strahls beim Durchgang durch ein Gravitations- 
feld. Die Theorie ergibt also für einen dicht an 
der Sonne vorbeigehenden Lichtstrahl, der z. B. 
von einem Fixstern herkommt, eine gekrümmte 
Bahn. Infolge dieser Krümmung muß der Stern 
gegen seinen wahren Ort am Himmel um einen 
Betrag verrückt erscheinen, der am Sonnenrand 
den Wert von 1,7’ erreicht und proportional dem 
Abstand vom Sonnenmittelpunkte abnimmt. Da 
aber die Aufnahme eines an der Sonne vorbei- 
gehenden, von einem Fixstern herkommenden 
Lichtstrahls vorerst nur dann möglich ist, wenn 
das alles überstrahlende Licht der Sonne am Ein- 
tritt in unsere Atmosphäre gehindert wird, so 
kommen nur die seltenen Momente einer totalen 
Finsternis für diese Beobachtung und die Lösung 
der Aufgabe in Betracht. Es ist aber zu hoffen, 
daß bei der steigenden Genauigkeit der astro- 
nomischen Meßmethoden auch noch andere An- 
eriffspunkte sich für ihre Lösung werden finden 
lassen. 
Die experimentelle Begründung der Einstein- 
schen Gravitationstheorie ist also noch nicht weit 
gediehen. Wenn die Theorie aber trotzdem schon 
heute den Anspruch auf allgemeine Beachtung er- 
