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Las leyes fundamentales de la óptica.

para lo cual, despreciando β², puede escribirse:

,

que permite una determinación de β y, por tanto, de la velocidad v=βc del sistema solar con respecto al éter. Ahora bien; la luz, para venir del Sol a la Tierra, necesita unos 8 minutos; es, pues, t0 = 16 minutos, o, en cifras redondas, t0 = 1000 sec. Habría que concluir, pues, una diferencia de tiempo

sec. por

o sea

km./sec.

Las velocidades relativas de las estrellas fijas respecto del sistema solar, velocidades que se pueden derivar por el efecto de Doppler, hállanse, en su mayor parte, en el orden de magnitud 20 km./sec; pero para ciertas aglomeraciones de estrellas y nieblas espirales preséntanse velocidades hasta de 300 kilómetros/sec. La exactitud de las determinaciones astronómicas de tiempo no ha conseguido hasta ahora comprobar una alteración de los eclipses de un satélite de Júpiter, que valga 1 sec., o menos, durante medio año; pero no puede decirse que no lo consiga algún día por refinamiento de los medios de observación.

También un observador que se hallase en el Sol, y para quien fuera conocido el valor de la velocidad de la luz en el éter, podría determinar el movimiento del sistema solar por entre el éter, merced a los eclipses de los satélites de Júpiter; necesitaría para ello medir la alteración de los eclipses durante medio curso de la trayectoria de Júpiter. Para ello vale la misma fórmula ; sino que ahora t0 significa el tiempo que la luz necesita para recorrer el radio de la trayectoria de Jú-