Намекать :
Предположим, два световых импульсап′1
ип′2
излучаются последовательно от Звезды к Земле в моменты временит′1
ит′2
, разделенные бесконечно малым интервалом временигт′"="т′2−т′1
. Времят′
это время в системе покояС′
Звезды.
Эти два события происходят в кадре покояС
Земли в моменты временит1
ит2
, кроме растянутого бесконечно малого интервала временид т=т2−т1= γ( в ) дт′
. Времят
это время в системе покояС
земли.
Теперь пусть два световых импульса достигают Земли в моменты земного времени.т^1
ит^2
, разделенные бесконечно малым интервалом временигт^"="т^2−т^1
. Если бы Звезда покоилась относительно Земли или ее движение было бы поперечным (нет радиального движения:вр= 0
) затемгт^= д т
. Но из-за радиального движения Звезды относительно Земли 2-й импульс, испущенный позже, должен пройти большее расстояние, чем 1-й импульс, если Звезда удаляется, или должен пройти меньшее расстояние, чем 1-й импульс, если Звезда Приближается. В первом случаегт^> д т
. Во втором случае, показанном на рисунке,гт^< д т
.
Итак, если бы вы могли оценить временной интервалгт^
тогда вы решите проблему, поскольку временные интервалы обратно пропорциональны частотам, которые пропорциональны длинам волн:
гт^гт′"="ν′ν"="λλ′"="λ (наблюдаемый)λ′(излучается)
= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = _ _ "="
Решение 1 (связанное с подсказкой)
Как показано на рисунке 02 выше
д т=т2−т1= γ( в ) (т′2−т′1) =γ( в ) дт′(1.01)
д р ≈р2−р1= -врd т=-vпотому чтоθγ( в )гт′(1.02)
гт^"="т^2−т^1= (т2+р2с)−(т1+р1с) = д т+д рс= γ( в ) дт′−v потому чтоθγ( в )гт′с⟹
гт^гт′"="1−v потому чтоθс1−в2с2−−−−−√"=""=""="( β"="вс)1−βпотому чтоθ1−β2−−−−−√"="ν′(излучается)ν(наблюдаемый)"="λ(наблюдаемый)λ′(излучается)(1.03)
КЭД.
= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = _ _ "="
Решение 2
Ссылка: Мой ответ в Об отношениях де Бройля
Для плоской волны 4-вектор угловой частоты
Ω ≡ ( ω , c k )(2.01)
преобразуется между кадрами при преобразовании Лоренца. Это доказывается в ссылке для более общей конфигурации из двух кадров (см. рисунок в конце ссылки). В (2.01)
ω = 2 πν(2.02)
- угловая частота и
ν
Частота. Также
к =2 πλм ,∥ м ∥ = 1(2.03)
является волновым 3-вектором и
λ
длина волны. Плоская волна
′
′
распространяется
′
′
с вектором скорости
ш =ю∥ к ∥м =λνм =ю∥ к∥2к ,∥ ш ∥ ≡ ш =ю∥ к ∥= λ ν(2.04)
Из уравнения Лоренца (A-14b) в ссылке имеем
ю′= γ( ω+v ⋅c кс)(2.05)
Для легкой волны
к =(2πν/ в) м
так
ν′= γ( 1+v ⋅ мс) _(2.06)
В приведенном выше уравнении
v =− в
— вектор скорости Земли относительно Звезды, вектор
в
показано на рисунках-01,-02 и
м
единичный вектор, параллельный его радиальной составляющей
вр
м =вр∥вр∥(2.07)
так что наконец
ν′(излучается)ν(наблюдаемый)= γ( 1−v потому чтоθс) =1−v потому чтоθс1−в2с2−−−−−√(2.08)
пользователь4552