Aberracion Estelar Esta fue descuebierta en 1725

Aberracion Estelar

Esta fue descuebierta en 1725 por el astronomo britanico James Bradley cuando intentaba medir la distancia de algunas estrellas aplicando el metodo de paralaje, ya que debido a la variacion en la posicion de la Tierra se podria esperar que la altitud θ de la estrella (angulo respecto al plano de la eliptica) fuera mayor (menor) en el punto 2 (4), sin embargo θ era maximo (minimo) en 3 (1). Para poder entender este fenomeno hay que mirar el telescopio de la Fig. A situado en una Tierra en reposo (a) deberia apuntar según la altitud verdadera θ_0, pero si la Tierra se mueve en (b) con velocidad v el telescopio debe inclinarse un angulo diferente θ. La diferencia α= θ_0- θ es la aberracion. Afirmanos un fenomeno comparable cuando observamos la inclinacion de las gotas de lluvia desde un vehiculo en movimiento. El efecto neto es que el transcurso de un año la estrella parace descrbir una pequeña elipse alrededor de su posicion fija cuyo semijeje verticales porporcional a v⁄c.

El modelo cosrpuscular de la luz pdia dar una explkicacion indemiediata al fenomeno( gotas de llovua) peroel modelo odulatorio es valido solamente si el eter es compltamente insensible al movimiento de la tierra. Si por el contrario el eter proximo a la tierra fuese arrastrado por ella la aberracion no se observaria.

Fig. A

Experimento de Fizeau

En 1851 Fizeau llevo cabo un famoso experimento. Envió luz a través de tuberías de agua que fluían en direcciones diferentes. El agua, puesto que es transparente debía arrastrar algo de éter, según había postulado Fresnel en 1818, lo que por tanto alteraría la velocidad de la luz. Los resultados fueron positivos.

Se encontró con una gran contradicción: la aberración estelar requiere que la tierra y la atmosfera terrestre no arrastren nada de éter, mientras que el experimento de Fizeau muestra que los medios transparentes arrastran una cantidad mesurable de éter.

Experimento de Michelson-Morley

En 1879 Maxwell propuso volver a utilizar las lunas de Júpiter, esta vez para un experimento diferente: intentar medir la velocidad del sistema solar a través del éter (Fig. B). Júpiter tiene un periodo de 12 años terrestres, así que en medio año la tierra pasa de T1 a T2 mientras que Júpiter no avanza mucho en su órbita.

Fig. B. Orbitas de la Tierra, Júpiter y la luna de Júpiter.

Si observamos los tiempos aparentes de los eclipses con la tierra en T1 y en T2 (seis meses más tarde) podemos medir el tiempo t_0 que tarda la luz en recorrer una distancia igual al diámetro l de la órbita terrestre, t_0= l⁄c≈16 min (método usado por Roemer para medir c). Pero si se mide ese tiempo cuando Júpiter se encuentra en A (t_A ) y luego en B (t_B ), seis años después, podríamos descubrir si el sistema solar se mueve a través del éter con velocidad v. en efecto, como v ≪c,

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