光速是怎么样测试出来的?
最早光速的准确数值是通过观测木星对其卫星的掩食测量的。还有转动齿轮法、转镜法、克尔盒法、变频闪光法等光速测量方法。
1983年,光速取代了保存在巴黎国际计量局的铂制米原器被选作定义“米”的标准,并且约定光速严格等于299,792,458米/秒,此数值与当时的米的定义和秒的定义一致。后来,随着实验精度的不断提高,光速的数值有所改变,米被定义为1/299,792,458秒内光通过的路程。
根据现代物理学,所有电磁波,包括可见光,在真空中的速度是常数,即是光速。强相互作用、电磁作用、弱相互作用传播的速度都是光速,根据广义相对论,万有引力传播的速度也是光速,且已于2003年得以证实。根据电磁学的定律,发放电磁波的物件的速度不会影响电磁波的速度。结合相对性原则,观察者的参考坐标和发放光波的物件的速度不会影响被测量的光速,但会影响波长而产生红移、蓝移。这是狭义相对论的基础。相对论探讨的是光速而不是光,就算光被稍微减慢,也不会影响狭义相对论。
光速测量:
布莱德雷的光行差法
1728年,英国天文学家布莱德雷(1693—1762)采用恒星的光行差法,得出光速是一有限的物理量.布莱德雷在地球上观察恒星时,发现恒星的视位置在不断地变化,在一年之内,所有恒星似乎都在天顶上绕着半长轴相等的椭圆运行了一周.他认为这种现象的产生是由于恒星发出的光传到地面时需要一定的时间,而在此时间内,地球已因公转而发生了位置的变化.他由此测得光速为:C=299930千米/秒
这一数值与实际值比较接近.
以上仅是利用天文学的现象和观察数值对光速的测定,而在实验室内限于当时的条件,测定光速尚不能实现.
旋转齿轮法
用实验方法测定光速首先是在1849年由斐索实验.他用定期遮断光线的方法(旋转齿轮法)进行自动记录.实验示意图如下.从光源s发出的光经会聚透镜L1射到半镀银的镜面A,由此反射后在齿轮W的齿a和a’之间的空隙内会聚,再经透镜L2和L3而达到反射镜M,然后再反射回来.又通过半镀镜A由L4集聚后射入观察者的眼睛E.如使齿轮转动,那么在光达到M镜后再反射回来时所经过的时间△t内,齿轮将转过一个角度.如果这时a与a’之间的空隙为齿a(或a’)所占据,则反射回来的光将被遮断,因而观察者将看不到光.但如齿轮转到这样一个角度,使由M镜反射回来的光从另一齿间空隙通过,那么观察者会重新看到光,当齿轮转动得更快,反射光又被另一个齿遮断时,光又消失.这样,当齿轮转速由零而逐渐加快时,在E处将看到闪光.由齿轮转速v、齿数n与齿轮和M的间距L可推得光速c=4nvL.
在斐索所做的实验中,当具有720齿的齿轮,一秒钟内转动12.67次时,光将首次被挡住而消失,空隙与轮齿交替所需时间为
在这一时间内,光所经过的光程为2×8633米,所以光速
在傅科的实验中:L=4米,L0=20米,△s=0.0007米,W=800×2π弧度/秒,他求得光速值c=298000±500km/s.
微波谐振腔法
1950年埃森最先采用测定微波波长和频率的方法来确定光速.在他的实验中,将微波输入到圆柱形的谐振腔中,当微波波长和谐振腔的几何尺寸匹配时,谐振腔的圆周长πD和波长之比有如下的关系:πD=2404825λ,因此可以通过谐振腔直径的测定来确定波长,而直径则用干涉法测量;频率用逐级差频法测定.测量精度达10^-7.在埃森的实验中,所用微波的波长为10厘米,所得光速的结果为299792.5±1km/s.
激光测速法
1970年美国国家标准局和美国国立物理实验室最先运用激光测定光速.这个方法的原理是同时测定激光的波长和频率来确定光速(c=vλ).由于激光的频率和波长的测量精确度已大大提高,所以用激光测速法的测量精度可达10^-9,比以前已有最精密的实验方法提高精度约100倍.
除了以上介绍的几种测量光速的方法外,还有许多十分精确的测定光速的方法.
根据1975年第十五届国际计量大会的决议,现代真空中光速的准确值是:
c=299792.458±0.001km/s
定义:
光速是指光波或电磁波在真空或介质中的传播速度。真空中的光速是目前所发现的自然界物体运动的最大速度。它与观测者相对于光源的运动速度无关,即相对于光源静止和运动的惯性系中测到的光速是相同的。物体的质量将随着速度的增大而增大,当物体的速度接近光速时,它的质量将趋于无穷大,所以有质量的物体达到光速是不可能的。只有静止质量为零的光子,才始终以光速运动着。光速与任何速度叠加,得到的仍然是光速。速度的合成不遵从经典力学的法则,而遵从相对论的速度合成法则。
真空中的光速(speed of light/ velocity of light)是自然界物体运动的最大速度。光速与观测者相对于光源的运动速度无关。物体的质量将随着速度的增大而增大,当物体的速度接近光速时,它的动质量将趋于无穷大,所以质量不为0的物体达到光速是不可能的。只有静质量为零的光子,才始终以光速运动着。光速与任何速度叠加,得到的仍然是光速。真空中的光速是一个重要的物理常量。
木星是一个周期为12年的太阳行星,它有11个卫星——木星的月亮,其中4个最亮的可用合适的望远镜看到,它们绕木星旋转的轨道平面几乎重合于地球和木星绕太阳旋转的轨道面。因而木星的卫星每绕木星一周将在进入木星影处发生一次蚀。最接近于木星的卫星,其周期是42小时28分16秒(约为7/4天),它走过自己直径那样的距离约需3.5分钟,因而用望远镜可以观察到它刚发生蚀的瞬间,在这个系统里,木星的卫星蚀,一方面作为一个信号供地球上人来观察,同时,此卫星蚀的周期过程又是一个准确的时钟,如果地球相对于木星的距离不变,或者光速为无限大(信号由木星那里传到地球不需要时间),则每隔42小时28分16秒自然就看到该卫星的蚀一次。但是,众所周知,光速不是无限大,并且地球每时都在改变着它与木星的距离,所以在地球上看到的木星的卫星相邻蚀之间的时间间隔是变化的。显然这个变化与地球相对于木星的距离的变化和光速的大小有关。
罗默经过长期细心的观察,他发现:在图4-4中,若地球在E1和木星在J1看到一次木星卫星蚀,再用平均周期推算此后任一次蚀的时间,则后一次蚀一般地并不刚好发生在所推算的时间。例如当地球在经过E1之后约三个月行至E2处,实际看到蚀的时间较推算出的时间延迟了约10分钟。这是因为当地球在作自E1向E2而达E3的运动时,地球与木星的距离在逐渐增大,自木星来的任一信号都必须比前一信号多走一些距离才到达地球。经过由E1到E2的三个月,所有相邻蚀的时间延迟的总和约为10分钟。当地球继续由E2经过E4而向E5运动时,地球与木星的距离在逐渐减小,自木星来的任一信号都比前一信号少走一些距离。罗默从他的测量得出,光走过与地球轨道半径等长的距离所需的时间约为11分钟。在罗默的时代只知道地球轨道半径的近似值,当取此半径为149.7×106千米时,算得光速c=215000千米/秒。
在地球上较短的距离内用实验的方法测出光速是19世纪中叶的事了。1849年德国物理学家菲索用“齿轮法”测出光速。如图4-5所示,从光源S发出的光,射到半镀银的平面镜A上,经A反射后,从齿轮N的齿间空隙射到反射镜M上,然后再反射回来,通过半镀银镜射入观察者眼中。如果使齿轮转动,那么在光从齿间到达M再反射回齿间的时间Δt内,齿轮将转过一个角度。如果这时齿a和a′间的空隙恰好被a所占据,则反射回来的光被遮断,因而观察者将看不到光。但如果这时齿轮恰好转到下一个齿间空隙,由M反射回来的光从齿间空隙通过,观察者就能重新看到光。齿轮的齿数已知,测出齿轮的转速,可算出齿轮转过一个齿的时间Δt,再测出M、N间的距离,就可以算出光速。菲索当时测得空气中的光速:c=315300千米/秒。1851年,法国物理学家傅科用旋转镜法测得空气中的光速:c=298×108米/秒。傅科还第一次测出了光在水中的传播速度为2.23×108米/秒,相当空气中光速的四分之三。1924—1927年,美国科学家迈克尔孙综合菲索和傅科测光速方法的优点,用旋转棱镜法,在美国海拔5500米、相距35千米的威尔孙山和圣安东尼奥山进行实验,精确地测得光速:c=299796±4千米/秒。非常接近1975年第15届国际计量大会决议采用的光速值c=299792.458±0.001千米/秒。
是利用光的反射原理。在晚上测量的
用旋转镜法
一八九几年的《科学美国人》中有
还有在霍金的《果壳中的宇宙》彩图版中有相关装置的图片
当然是其中的一种测法
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