Métodos para medir a velocidade da luz. A velocidade da luz e métodos para sua determinação O valor da velocidade da luz obtido pelo remer

Métodos experimentais para determinar a velocidade da luz

Existem vários métodos para medir a velocidade da luz, incluindo astronômicos e usando várias técnicas experimentais. A precisão da medição de c está aumentando constantemente. Esta tabela fornece uma lista incompleta de trabalhos experimentais sobre a determinação da velocidade da luz.

	Experimentar	Métodos experimentais	Resultados da medição, km/s	experimentar erro,
	Weber-Kohlrausch maxwell Michelson Perrotin Rosa e Dorsey Mittelyptedt Pease e Pearson Anderson	Eclipse lunar de Júpiter aberração de luz corpos em movimento espelhos giratórios constantes eletromagnéticas constantes eletromagnéticas espelhos giratórios espelhos giratórios constantes eletromagnéticas espelhos giratórios espelhos giratórios constantes eletromagnéticas Kerr gate cell espelhos giratórios Kerr gate cell Interferometria de microondas

A primeira medição bem-sucedida da velocidade da luz data de 1676. O método astronômico de Römer é baseado na medição da velocidade da luz a partir de observações dos eclipses dos satélites de Júpiter da Terra. Júpiter tem vários satélites que são visíveis da Terra perto de Júpiter ou escondidos em sua sombra. Observações astronômicas dos satélites de Júpiter mostram que o intervalo de tempo médio entre dois eclipses sucessivos de qualquer satélite particular de Júpiter depende da distância entre a Terra e Júpiter no momento da observação.

Arroz. 1. Método de Roemer. C - Sol, Yu - Júpiter, Z - Terra

Ao longo de meio ano de observação, a violação da periodicidade do início observado do eclipse aumentou, atingindo um valor de cerca de 20 min. Mas isso é quase igual ao tempo durante o qual a luz percorre uma distância igual ao diâmetro da órbita da Terra ao redor do Sol (cerca de 17 minutos). A velocidade da luz medida por Römer foi: c= 214300 km/s.

Depois de mais 0,545 anos, a Terra 33 e Júpiter 33 estarão novamente em oposição. Durante esse período, ocorreram (n-1) revoluções do satélite em torno de Júpiter e (n-1) eclipses, dos quais o primeiro ocorreu quando a Terra e Júpiter ocuparam as posições Z2 e Yu2, e o último - quando ocuparam as posições Z3 e Yu3. O primeiro eclipse foi observado na Terra com atraso (R+r)/s, e o último com atraso (R-r)/s em relação aos momentos da saída do satélite para a sombra do planeta Júpiter.

Römer mediu os intervalos de tempo T1 e T2 e descobriu que T1-T2=1980 s. Mas das fórmulas escritas acima segue-se que T1-T2=4r/s, portanto c=4r/1980 m/s. Tomando r, a distância média da Terra ao Sol, igual a 1500000000 km, encontramos o valor para a velocidade da luz:

Este resultado foi a primeira medição da velocidade da luz. O método de Römer não era muito preciso, mas foram seus cálculos que mostraram aos astrônomos que, para determinar o verdadeiro movimento dos planetas e seus satélites, é necessário levar em consideração o tempo de propagação do sinal de luz.

Arroz. 2

Determinação da velocidade da luz por observação de aberrações em 1725-1728. Bradley realizou uma observação para descobrir se existe uma paralaxe anual das estrelas, ou seja, o deslocamento aparente das estrelas no firmamento, refletindo o movimento da Terra em órbita e associado à finitude da distância da Terra à estrela.

Bradley realmente descobriu tal mudança. Ele explicou o fenômeno observado, que chamou de aberração da luz, pelo valor finito da velocidade de propagação da luz e o usou para determinar essa velocidade.

Conhecendo o ângulo α e a velocidade da órbita da Terra v, podemos determinar a velocidade da luz c. Ele obteve o valor da velocidade da luz igual a 308.000 km/s. É importante notar que a aberração da luz está associada a uma mudança na direção da velocidade da Terra durante o ano. Uma velocidade constante, por maior que seja, não pode ser detectada com a ajuda da aberração, pois com tal movimento a direção da estrela permanece inalterada e não há como julgar a presença dessa velocidade e que ângulo ela faz com a direção da estrela. A aberração da luz permite julgar apenas sobre a mudança na velocidade da Terra.

Em 1849, A. Fizeau realizou a primeira determinação da velocidade da luz em condições de laboratório. Seu método foi chamado de método da roda dentada. Uma característica de seu método é o registro automático dos momentos de início e retorno do sinal, realizado interrompendo regularmente o fluxo de luz (roda dentada).

Figura 3. Esquema do experimento para determinar a velocidade da luz pelo método da roda dentada

A luz da fonte passava pelo interruptor (os dentes da roda giratória) e, refletida no espelho, voltava novamente para a roda dentada. Conhecendo a distância entre a roda e o espelho, o número de dentes da roda, a velocidade de rotação, você pode calcular a velocidade da luz.

Conhecendo a distância D, o número de dentes z, a velocidade angular de rotação (número de rotações por segundo) v, você pode determinar a velocidade da luz. Ele conseguiu igualar 313.000 km / s.

Muitos métodos foram desenvolvidos para melhorar ainda mais a precisão da medição. Logo se tornou necessário levar em conta o índice de refração no ar. E logo, em 1958, Frum obteve o valor da velocidade da luz igual a 299792,5 km/s, usando um interferômetro de micro-ondas e um obturador eletro-óptico (célula Kerr).

Efeito Doppler em óptica

Fundamentos Experimentais da Relatividade Especial

Métodos modernos para medir a velocidade da luz

Propagação da luz em meios móveis

Experiências clássicas sobre a medição da velocidade da luz

O problema de determinar a velocidade da luz é um dos problemas mais importantes da óptica e da física em geral. A solução deste problema foi de grande importância fundamental e prática. O estabelecimento de que a velocidade de propagação da luz é finita e a medição dessa velocidade tornaram mais concretas e claras as dificuldades enfrentadas por várias teorias ópticas. Os primeiros métodos de determinação da velocidade da luz, baseados em observações astronômicas, contribuíram por sua vez para uma compreensão clara de questões puramente astronômicas. Métodos de laboratório precisos para determinar a velocidade da luz, desenvolvidos posteriormente, são usados ​​em levantamentos geodésicos.

A principal dificuldade que um experimentador encontra para determinar a velocidade de propagação da luz está associada ao enorme valor dessa quantidade, que requer escalas de experiência completamente diferentes daquelas que ocorrem nas medições físicas clássicas. Essa dificuldade se fez sentir nas primeiras tentativas científicas de determinação da velocidade da luz, empreendidas por Galileu (1607). O experimento de Galileu foi o seguinte: dois observadores a uma grande distância um do outro

outros são equipados com lanternas bloqueáveis. Observador A abre a lanterna; depois de um certo intervalo de tempo, a luz chegará ao observador EM, que no mesmo momento abre sua lanterna; depois de um certo tempo, esse sinal chegará A, e este último pode assim marcar o tempo τ decorreu desde o momento em que deu o sinal até ao momento em que regressou. Assumindo que os observadores respondem ao sinal imediatamente e essa luz tem a mesma velocidade na direção AB E VA, ficar assim AB+VA=2D a luz viaja no tempo τ , ou seja velocidade da luz Com=2D/τ . A segunda das suposições feitas pode ser considerada muito plausível. A moderna teoria da relatividade eleva até mesmo essa suposição a um princípio. Mas a suposição de que é possível responder instantaneamente a um sinal não corresponde à realidade e, portanto, a uma enorme velocidade da luz, a tentativa de Galileu não levou a nenhum resultado; em essência, não foi o tempo de propagação do sinal de luz que foi medido, mas o tempo que o observador levou para reagir. A situação pode ser melhorada se o observador EM ser substituída por um espelho que reflita a luz, libertando-se assim do erro introduzido por um dos observadores. Esse esquema de medição permaneceu, em essência, em quase todos os métodos laboratoriais modernos para determinar a velocidade da luz; no entanto, foram encontradas posteriormente excelentes técnicas para registrar sinais e medir intervalos de tempo, o que permitiu determinar a velocidade da luz com precisão suficiente, mesmo em distâncias relativamente pequenas.

a) Método de Roemer.

Júpiter tem vários satélites que são visíveis da Terra perto de Júpiter ou escondidos em sua sombra. Observações astronômicas dos satélites de Júpiter mostram que o intervalo de tempo médio entre dois eclipses sucessivos de qualquer satélite particular de Júpiter depende da distância entre a Terra e Júpiter no momento da observação.

O método de Roemer (1676), baseado nessas observações, pode ser explicado com a ajuda da Fig. 9.1. Deixe em um certo ponto no tempo a Terra Z 1 e Júpiter YU 1 está em confronto e neste momento, uma das luas de Júpiter, vista da Terra, desaparece na sombra de Júpiter. Então, se denotado por R E r os raios das órbitas de Júpiter e da Terra e através Com- a velocidade da luz no sistema de coordenadas associado ao Sol, na Terra, a saída do satélite para a sombra de Júpiter será registrada segundos depois do que ocorre no fuso horário associado a Júpiter.

Após 0,545 anos a Terra Z 2 e Júpiter YU 2 estão em conexão. Se neste momento houver nº eclipse do mesmo satélite de Júpiter, então na Terra será registrado com um atraso de segundos. Portanto, se o período de revolução de um satélite em torno de Júpiter t, então o intervalo de tempo T 1 , fluindo entre o primeiro e o n o eclipse observado da Terra é

Depois de mais 0,545 anos, a Terra Z 3 e Júpiter YU 3 estará de volta em confronto. Durante este tempo, houve ( n–1) revoluções do satélite em torno de Júpiter e ( n-1) eclipses, dos quais o primeiro ocorreu quando a Terra e Júpiter ocuparam posições Z 2 e YU 2 , e o último - quando ocuparam o cargo Z 3 e YU 3 . O primeiro eclipse foi observado na Terra com atraso, e o último com atraso em relação aos momentos da saída do satélite para a sombra do planeta Júpiter. Portanto, neste caso temos:

Intervalos de tempo medidos por Römer T 1 e T 2 e descobri que T 1 –T 2 = década de 1980. Mas das fórmulas acima segue que T 1 –T 2 =, portanto . Tirando r, a distância média da Terra ao Sol, igual a 150 10 6 km, encontramos o valor para a velocidade da luz: Com\u003d 301 10 6 m / s.

Este resultado foi historicamente a primeira medição da velocidade da luz.

b) Determinar a velocidade da luz observando a aberração.

Em 1725-1728. Bradley realizou observações para descobrir se há uma paralaxe anual de estrelas, ou seja, o deslocamento aparente das estrelas no firmamento, refletindo o movimento da Terra em órbita e associado à finitude da distância da Terra à estrela. Uma estrela em seu movimento paralático deve descrever uma elipse, cujas dimensões angulares são tanto maiores quanto menor a distância até a estrela.

Para estrelas situadas no plano da eclíptica, esta elipse degenera em uma linha reta, e para estrelas próximas ao pólo, em um círculo. Bradley realmente descobriu tal mudança. Mas o eixo principal da elipse acabou sendo para todas as estrelas com as mesmas dimensões angulares, ou seja, 2 α \u003d 40 ", 9. Bradley explicou (1728) o fenômeno observado, que ele chamou aberração de luz, a finitude da velocidade de propagação da luz e a usou para determinar essa velocidade. A paralaxe anual foi estabelecida mais de cem anos depois por V.Ya. Struve e Bessel (1837, 1838).

Para simplificar, em vez de um telescópio, usaremos um dispositivo de mira composto por dois pequenos orifícios localizados ao longo do eixo do tubo. Quando a velocidade da Terra está na mesma direção que SE, o eixo do tubo aponta para a estrela. Quando a velocidade da Terra (e do cano) faz um ângulo j com a direção para a estrela, para que o feixe de luz permaneça no eixo do tubo, o tubo deve ser girado em um ângulo a(Fig. 9.2), porque durante o tempo t contanto que a luz siga o caminho SE, o próprio tubo se move uma distância E "E=você 0 t. Da fig. 9.2 pode definir uma curva a. Aqui SE determina a direção do eixo do tubo sem levar em conta a aberração, SE"– sentido deslocado do eixo, garantindo a passagem da luz ao longo do eixo do tubo durante todo o tempo t. Aproveitando esse ângulo a muito pequeno porque você 0 <<с (пренебрегая членами порядка ), можно считать, чтоj =0 или p.

Se a estrela está no pólo da eclíptica, então j=90° ao longo do ano, ou seja, o desvio angular da estrela permanece inalterado em magnitude (); mas como a direção do vetor você 0 mudanças durante o ano por um ângulo de 2 p, então o deslocamento angular da estrela também muda de direção: a estrela descreve uma órbita circular aparente com um raio angular .

Em geral, quando a estrela está localizada a uma distância angular d a partir do plano da eclíptica, a trajetória aberrante da estrela é uma elipse, cujo semi-eixo maior tem dimensões angulares a 0 , e pequeno - a 0 pecado d. Foi precisamente esse caráter que o aparente deslocamento das estrelas de acordo com a observação de Bradley trouxe. Determinando a partir de observações a 0 e sabendo você 0 , pode ser encontrado em. Bradley encontrado Com\u003d 308.000 km / s. V. Ya. Struve (1845) melhorou significativamente a precisão das observações e obteve a 0 =20",445. As definições mais recentes fornecem a 0 \u003d 20", 470, que corresponde a Com\u003d 299 900 km / s.

Deve-se notar que a aberração da luz está associada a uma mudança na direção da velocidade da Terra durante o ano.

Existem vários métodos para medir a velocidade da luz, incluindo astronômicos e usando várias técnicas experimentais. Precisão de medição de quantidade COM está aumentando constantemente. A tabela fornece uma lista incompleta de trabalhos experimentais sobre a determinação da velocidade da luz.

data	Experimentar	Métodos experimentais	Resultados da medição, km/s
1676 1725 1849 1850 1857 1868 1875 1880 1883 1883 1901 1907 1928 1932 1941 1952	Romer Bradley fiz Foucault Weber-Kohlrausch maxwell Cornu Michelson Thomson Newcomb Perrotin Rosa e Dorsey Mittelyptedt Pease e Pearson Anderson do quarto	Eclipse lunar de Júpiter aberração de luz corpos em movimento espelhos giratórios constantes eletromagnéticas constantes eletromagnéticas espelhos giratórios espelhos giratórios constantes eletromagnéticas espelhos giratórios espelhos giratórios constantes eletromagnéticas Kerr gate cell espelhos giratórios Kerr gate cell Interferometria de microondas	214 459 308 000 313 290 298 000 310 000 288 000 299 990 299 910 282 000 299 880 299 777 299 784 299 778 299 774 299 782 299 792.45

A primeira medição bem-sucedida da velocidade da luz data de 1676.

Os desenhos mostram uma reprodução de um desenho de Romer, assim como a interpretação esquemática.

O método astronômico de Römer é baseado na medição velocidade luz das observações dos eclipses da Terra dos satélites de Júpiter. Júpiter tem váriossobre satélites que são visíveis da Terra perto de Júpiter, ou

escondido em sua sombra.Observações astronômicas sobre o spaOs telescópios de Júpiter mostram que o intervalo de tempo médioA diferença entre dois eclipses sucessivos de qualquer satélite particular de Júpiter depende da distância entre a Terra e Júpiter no momento da observação. Na figura: método de Roemer. S é o sol, Yu é Júpiter, Z é a terra.

Deixe em um certo ponto no tempo a TerraZ1 e Júpiter Yu1 estão em oposição, e neste momento um dos satélites de Júpiter, observado da Terra, desaparece na sombra de Júpiter (o satélite não é mostrado na figura). Então, se denotamos por R e r os raios das órbitas de Júpiter e da Terra e por c a velocidade de eta em no sistema de coordenadas associado ao Sol C, na Terra, a saída do satélite para a sombra de Júpiter será registrada (R-r) / s segundos mais tarde do que ocorre no fuso horário associado a Júpiter.

Após 0,545 anos, a Terra Z2 e Júpiter U2 estão em conjunção. Se neste momento houver um n-ésimo eclipse do mesmo satélite de Júpiter, então na Terra ele será registrado com um atraso de (R + r) / s segundos. Portanto, se o período de revolução do satélite em torno de Júpiter for t, então o intervalo de tempo T1 entre o primeiro e o enésimo eclipse observado da Terra é igual a

Depois de mais 0,545 anos, a Terra 33 e Júpiter 33 estarão novamente em oposição. Durante esse período, ocorreram (n-1) revoluções do satélite em torno de Júpiter e (n-1) eclipses, dos quais o primeiro ocorreu quando a Terra e Júpiter ocuparam as posições Z2 e Yu2, e o último - quando ocuparam as posições Z3 e Yu3. O primeiro eclipse foi observado na Terra com atraso (R+r)/s, e o último com atraso (R-r)/s em relação aos momentos da saída do satélite para a sombra do planeta Júpiter. Portanto, neste caso temos

Römer mediu os intervalos de tempo T1 e T2 e descobriu que T1-T2=1980 s. Mas das fórmulas escritas acima segue-se que T1-T2=4r/s, portanto c=4r/1980 m/s. Tomando r, a distância média da Terra ao Sol, igual a 1500000000 km, encontramos o valor de 3,01*10 6 m/s para a velocidade da luz.

Este resultado foi a primeira medição da velocidade da luz.

Em 1725 James Bradley descobriu que a estrela Draco, localizada no zênite (ou seja, diretamente acima), faz um movimento aparente com um período de um ano em uma órbita quase circular com um diâmetro de 40,5 segundos de arco. Para estrelas vistas em outras partes do firmamento, Bradley também observou um movimento aparente semelhante – geralmente elíptico.

O fenômeno observado por Bradley é chamado de aberração. Não tem nada a ver com o próprio movimento da estrela. O motivo da aberração é que o valor da velocidade da luz é finito e a observação é da Terra se movendo em órbita com uma certa velocidade v.

O ângulo de abertura do cone, sob o qual a trajetória aparente da estrela é visível da Terra, é determinado pela expressão: tanα=ν/c

Conhecendo o ângulo α e a velocidade da órbita da Terra v, podemos determinar a velocidade da luz c.

Ele obteve o valor da velocidade da luz igual a 308.000 km/s.

Em 1849, pela primeira vez, você realizou a determinação da velocidade da luz em condições de laboratório A. Fizeau. Seu método foi chamado de método da roda dentada. Uma característica de seu método é o registro automático dos momentos de início e retorno do sinal, realizado interrompendo regularmente o fluxo de luz (roda dentada).

A figura mostra o esquema do experimento para determinar a velocidade da luz pelo método da roda dentada.

A luz da fonte passava pelo interruptor (os dentes da roda giratória) e, refletida no espelho, voltava novamente para a roda dentada. Conhecendo a distância entre a roda e o espelho, o número de dentes da roda, a velocidade de rotação, você pode calcular a velocidade da luz.

Conhecendo a distância D, o número de dentes z, a velocidade angular de rotação (número de rotações por segundo) v, você pode determinar a velocidade da luz. Ele conseguiu igualar 313.000 km / s.

Ao longo de sua vida, o físico americano Albert Abraham Michelson(1852–1931) aprimorou o método de medição da velocidade da luz. Criando instalações cada vez mais complexas, tentou obter resultados com o mínimo de erro. Em 1924-1927, Michelson desenvolveu um experimento no qual um feixe de luz foi enviado do topo do Monte Wilson ao topo de San Antonio (uma distância de cerca de 35 km). O obturador giratório usado era um espelho giratório fabricado com extrema precisão e acionado por um rotor de alta velocidade especialmente projetado que gira até 528 rotações por segundo.

Ao alterar a frequência de rotação do rotor, o observador obtém uma imagem estável da fonte de luz na ocular. Conhecendo a distância entre as configurações e a frequência de rotação do espelho, foi possível calcular a velocidade da luz.

A partir de 1924 e até o início de 1927, foram realizadas cinco séries independentes de observações, aumentando a precisão da medição da distância e da velocidade do rotor. O resultado médio da medição foi de 299.798 km por segundo.

Os resultados de todas as medições de Michelson podem ser escritos como c = (299796 ± 4) km/s.

A figura superior mostra um diagrama do experimento de Michelson. A figura abaixo mostra um esquema simplificado do experimento. O usuário pode alterar a frequência de rotação do prisma octogonal observando o movimento do pulso de luz e conseguindo que ele atinja a ocular do observador.

A frequência pode ser alterada de 0 a 1100 rpm em passos de 2 s -1 . Para facilitar a configuração da frequência no experimento, foi feito um botão de controle de velocidade aproximada, configurações mais precisas podem ser definidas usando teclas adicionais à direita da janela de frequência. O melhor resultado é alcançado a 528 e 1056 rpm. A 0 revoluções, um feixe estático de luz é atraído da fonte para o observador.

Um exemplo de cálculo da velocidade da luz para um experimento no qual o observador detecta o aparecimento da luz em uma frequência de rotação do espelho de 528 s–1.

Aqui ν e T são a frequência e o período de rotação do prisma octaédrico, τ 1 é o tempo durante o qual o feixe de luz tem tempo para percorrer a distância L de uma instalação para outra e retornar, é também o tempo de rotação de uma face do espelho.

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A velocidade da luz e métodos para sua determinação

Plano

Introdução

1. Métodos astronômicos para medir a velocidade da luz

1.1 Método Roemer

1.2 Método de aberração de luz

1.3 Método de interrupção (método Fisot)

1.4 Método do espelho rotativo (método de Foucault)

1.5 Método de Michelson

Introdução

A velocidade da luz é uma das constantes físicas mais importantes, que são chamadas de fundamentais. Essa constante é de particular importância tanto na física teórica quanto na física experimental e nas ciências relacionadas. O valor exato da velocidade da luz deve ser conhecido em localização de rádio e luz, ao medir distâncias da Terra a outros planetas, ao controlar satélites e espaçonaves. A determinação da velocidade da luz é muito importante para a óptica, em particular para a óptica dos meios de comunicação em movimento e para a física em geral. Vamos nos familiarizar com os métodos para determinar a velocidade da luz.

1. Métodos astronômicos para medir a velocidade da luz

1.1 método Roemer

As primeiras medições da velocidade da luz foram baseadas em observações astronômicas. Um valor confiável da velocidade da luz, próximo ao seu valor moderno, foi obtido pela primeira vez por Römer em 1676 ao observar eclipses dos satélites do planeta Júpiter.

O tempo de viagem de um sinal de luz de um corpo celeste para a Terra depende da distância eu localização da luz. Um fenômeno que ocorre em algum corpo celeste é observado com um atraso igual ao tempo de passagem da luz da estrela para a Terra:

Onde Comé a velocidade da luz.

Se observarmos qualquer processo periódico ocorrendo em um sistema distante da Terra, a uma distância constante entre a Terra e o sistema, a presença desse atraso não afetará o período do processo observado. Se durante o período a Terra se afastar do sistema ou se aproximar dele, então no primeiro caso o final do período será registrado com um atraso maior do que seu início, o que levará a um aparente aumento do período. No segundo caso, pelo contrário, o fim do prazo será fixado com um atraso menor do que o seu início, o que levará a uma aparente diminuição do prazo. Em ambos os casos, a mudança aparente no período é igual à razão entre a diferença de distâncias entre a Terra e o sistema no início e no final do período para a velocidade da luz.

As considerações anteriores formam a base do método de Roemer.

Roemer observou o satélite Io, cujo período orbital é de 42 horas 27 minutos 33 segundos.

Quando a Terra se move ao longo do segmento da órbita E 1 E 2 E 3 está se afastando de Júpiter e um aumento no período deve ser observado. Ao se deslocar pela área E 3 E 4 E 1 o período observado será menor que o verdadeiro. Como a mudança em um período é pequena (cerca de 15 s), o efeito é detectado apenas com um grande número de observações realizadas durante um longo período de tempo. Se, por exemplo, observarmos eclipses durante meio ano, a partir do momento de oposição da Terra (ponto E 1 ) até o momento da "conexão" (ponto E 3 ), então o intervalo de tempo entre o primeiro e o último eclipse será 1320 s maior do que o calculado teoricamente. O cálculo teórico do período do eclipse foi realizado em pontos da órbita próximos à oposição. Onde a distância entre a Terra e Júpiter praticamente não muda com o tempo.

A discrepância resultante só pode ser explicada pelo fato de que em meio ano a Terra se moveu do ponto E 1 exatamente E 3 e no final do semestre a luz tem que percorrer um caminho mais longo do que no início pelo comprimento do segmento E 1 E 3 igual ao diâmetro da órbita da Terra. Assim, atrasos imperceptíveis por um único período são acumulados e formam o atraso resultante. O atraso determinado por Roemer foi de 22 minutos. Supondo que o diâmetro da órbita da Terra seja km, pode-se obter um valor de 226.000 km/s para a velocidade da luz.

O valor da velocidade da luz, determinado com base nas medições de Römer, acabou sendo menor que o valor moderno. Posteriormente, foram feitas observações mais precisas de eclipses, nas quais o tempo de atraso foi de 16,5 minutos, o que corresponde à velocidade da luz de 301.000 km/s.

1.2 Método de aberração de luz

medição da velocidade da luz astronômica

Para um observador terrestre, a direção da linha de visão da estrela não será a mesma se essa direção for determinada em diferentes épocas do ano, ou seja, dependendo da posição da Terra em sua órbita. Se a direção de qualquer estrela for determinada em intervalos semestrais, ou seja, nas posições da Terra em extremos opostos do diâmetro da órbita terrestre, o ângulo entre as duas direções obtidas é chamado de paralaxe anual (Fig. .2). Quanto mais distante uma estrela estiver, menor será seu ângulo paralático. Ao medir os ângulos paraláticos de várias estrelas, pode-se determinar a distância dessas estrelas ao nosso planeta.

Em 1725-1728. Bradley James, um astrônomo inglês, mediu a paralaxe anual das estrelas fixas. Ao observar uma das estrelas da constelação de Draco, ele descobriu que sua posição mudava ao longo do ano. Durante esse tempo, ela descreveu um pequeno círculo, cujas dimensões angulares eram iguais a 40,9 ". No caso geral, como resultado do movimento orbital da Terra, a estrela descreve uma elipse, cujo eixo maior tem as mesmas dimensões angulares. Para estrelas situadas no plano da eclíptica, a elipse degenera em uma linha reta, e para estrelas situadas perto do pólo, em um círculo. (A eclíptica é um grande círculo da esfera celeste, ao longo do qual ocorre o aparente movimento anual do Sol.)

A magnitude do deslocamento medido por Bradley acabou sendo muito maior do que o deslocamento paralático esperado. Bradley chamou esse fenômeno de aberração da luz e o explicou pela finitude da velocidade da luz. No curto espaço de tempo durante o qual a luz que incide sobre a lente do telescópio se propaga da lente para a ocular, a ocular se desloca em um segmento muito pequeno como resultado do movimento orbital da Terra (Fig. .3). Como resultado, a imagem da estrela se deslocará para o segmento A. Dirigindo o telescópio novamente para a estrela, ele deverá ser ligeiramente inclinado na direção do movimento da Terra para que a imagem da estrela volte a coincidir com o centro da mira da ocular.

Seja o ângulo de inclinação do telescópio b. Vamos denotar o tempo necessário para a luz passar pelo segmento V, igual à distância da objetiva do telescópio à sua ocular, é igual a f. Então o segmento, e

Pelas medições de Bradley, sabia-se que com duas posições da Terra no mesmo diâmetro da órbita, a estrela parecia estar deslocada da posição real pelo mesmo ângulo. O ângulo entre essas direções de observação, de onde, conhecendo a velocidade da Terra em órbita, você pode encontrar a velocidade da luz. Bradley recebeu Com= 306000 km/s.

Deve-se notar que o fenômeno da aberração da luz está associado a uma mudança na direção da velocidade da Terra durante o ano. A explicação desse fenômeno é baseada em conceitos corpusculares de luz. A consideração da aberração da luz das posições da teoria ondulatória é mais complicada e está ligada à questão da influência do movimento da Terra na propagação da luz.

Roemer e Bradley mostraram que a velocidade da luz é finita, embora seja de grande importância. Para o desenvolvimento da teoria da luz, foi importante estabelecer de quais parâmetros depende a velocidade da luz e como ela muda quando a luz passa de um meio para outro. Para isso, foi necessário desenvolver métodos para medir a velocidade da luz de fontes terrestres. As primeiras tentativas de tais experimentos foram feitas no início do século XIX.

1.3 Método de interrupção (método Fisot)

O primeiro método experimental para determinar a velocidade da luz a partir de fontes terrestres foi desenvolvido em 1449 pelo físico francês Armand Hippolyte Louis Fizeau. O esquema da experiência apresenta-se no figo. .4.

Luz se propagando de uma fonte s, parcialmente refletido por uma placa translúcida R e vá até o espelho M. No caminho do feixe está um interruptor de luz - uma engrenagem PARA, cujo eixo OO" paralela à viga. Os raios de luz passam pelos espaços entre os dentes, são refletidos pelo espelho M e são enviados de volta através da engrenagem e da placa R ao observador.

Quando a roda gira lentamente PARA a luz, tendo passado pelo vão entre os dentes, consegue voltar pelo mesmo vão e entra no olho do observador. Naqueles momentos em que o caminho dos raios é atravessado por um dente, a luz não chega ao observador. Assim, a uma velocidade angular baixa, o observador percebe a luz bruxuleante. Se você aumentar a velocidade de rotação da roda, em um determinado valor, a luz que passou por uma lacuna entre os dentes, atingindo o espelho e voltando, não cairá na mesma lacuna d, mas será coberto por um dente, que neste momento ocupou a posição da lacuna d. Conseqüentemente, a uma velocidade angular, a luz não entrará no olho do observador de forma alguma, seja pelo intervalo d, nem de todos os subsequentes (o primeiro escurecimento). Se tomarmos o número de dentes P, então o tempo de rotação da roda no controle deslizante é igual a

O tempo que a luz leva para percorrer a distância da roda ao espelho M e vice versa

Onde eu- distância da roda ao espelho (base). Igualando esses dois intervalos de tempo, obtemos a condição sob a qual ocorre o primeiro escurecimento:

Como você pode determinar a velocidade da luz?

onde é o número de revoluções por segundo.

Na instalação de Fizeau, a base tinha 8,63 km, o número de dentes da roda era 720 e o primeiro escurecimento ocorreu a uma frequência de 12,6 rpm. Se a velocidade da roda for dobrada, um campo de visão iluminado será observado, a uma velocidade de rotação tripla, um escurecimento ocorrerá novamente e assim por diante. O valor da velocidade da luz calculado por Fizeau é de 313.300 km/s.

A principal dificuldade de tais medições é a determinação exata do momento de escurecimento. A precisão melhora à medida que a base aumenta e nas taxas de interrupção que permitem a observação de obscurecimentos de ordem superior. Assim, Perrotin em 1902 realizou medições com um comprimento de base de 46 km e obteve o valor da velocidade da luz 29987050 km / s. O trabalho foi realizado no ar do mar extremamente limpo usando ótica de alta qualidade.

Em vez de uma roda giratória, outros métodos mais avançados de interrupção da luz podem ser usados, como a célula de Kerr, que pode ser usada para interromper o feixe de luz 107 vezes por segundo. Nesse caso, você pode reduzir significativamente a base. Assim, na configuração de Anderson (1941) com célula de Kerr e registro fotoelétrico, a base era de apenas 3 m. Ele obteve o valor Com= 29977614 km/s.

1.4 Método do espelho rotativo (método de Foucault)

O método para determinar a velocidade da luz, desenvolvido em 1862 por Foucault, pode ser atribuído aos primeiros métodos de laboratório. Foucault usou este método para medir a velocidade da luz em meios para os quais o índice de refração n>1 .

O esquema da instalação de Foucault é mostrado na fig. 5.

luz da fonte S passa por uma placa translúcida R, lente eu e cai em um espelho plano M1, que pode girar em torno de seu próprio eixo SOBRE perpendicular ao plano do desenho. Após a reflexão do espelho M1 um feixe de luz é direcionado para um espelho côncavo fixo M 2, localizado de forma que este raio caia sempre perpendicularmente à sua superfície e seja refletido ao longo do mesmo caminho até o espelho M1 . Se o espelho M1 imóvel, então o feixe refletido retornará ao longo de seu caminho original para a placa R, refletindo parcialmente a partir do qual dará uma imagem da fonte S no ponto S1 .

Quando o espelho gira M1 pelo tempo que a luz viaja 2 eu entre os dois espelhos e retorna para trás (), um espelho girando com velocidade angular M1 virar a esquina

e tome a posição mostrada na Fig. .5 tracejado. O feixe refletido do espelho em relação ao original será girado por um ângulo e fornecerá uma imagem da fonte no ponto S2 . Ao medir a distância S1 S2 e conhecendo a geometria da instalação, você pode determinar o ângulo e calcular a velocidade da luz:

Assim, a essência do método de Foucault é medir com precisão o tempo que a luz leva para percorrer uma distância 2 eu. Este tempo é estimado pelo ângulo de rotação do espelho M1 , cuja velocidade de rotação é conhecida. O ângulo de rotação é determinado com base nas medições de deslocamento S1 S2 . Nas experiências de Foucault, a velocidade de rotação era de 800 rpm, a base eu mudou de 4 para 20 km. valor foi encontrado Com= 298000500 km/s.

Foucault foi o primeiro a medir a velocidade da luz na água. Ao colocar um cano cheio de água entre os espelhos, Foucault descobriu que o ângulo de cisalhamento aumentava em um fator de * e, conseqüentemente, a velocidade da luz na água calculada usando a fórmula acima era (3/4) Com. O índice de refração da luz na água, calculado pelas fórmulas da teoria ondulatória, revelou-se igual, o que é totalmente consistente com a lei de Snell. Assim, com base nos resultados deste experimento, a validade da teoria ondulatória da luz foi confirmada e um século e meio de disputa a seu favor foi encerrado.

1.5 Método de Michelson

Em 1926, a instalação de Michelson foi feita entre dois picos de montanhas, de modo que a distância percorrida pelo feixe desde a fonte até sua imagem após reflexões da primeira face de um prisma de espelho octaédrico, espelhos M 2 - M 7 e a quinta face, tinha cerca de 35,4 km. A velocidade de rotação do prisma (aproximadamente 528 rpm) foi escolhida de forma que, durante a propagação da luz da primeira face à quinta face, o prisma tivesse tempo para girar 1/8 de volta. O possível deslocamento da lebre em uma velocidade selecionada incorretamente desempenhou o papel de emenda. A velocidade da luz determinada neste experimento acabou sendo 2997964 km/s.

Entre outros métodos, notamos a medição da velocidade da luz realizada em 1972, determinando independentemente o comprimento de onda e a frequência da luz. A fonte de luz foi um laser de hélio-neônio gerando radiação de 3,39 μm. Nesse caso, o comprimento de onda foi medido usando uma comparação interferométrica com o padrão do comprimento da radiação laranja do criptônio, e a frequência foi medida usando métodos de engenharia de rádio. velocidade da luz

determinada por este método foi de 299792,45620,001 km/s. Os autores do método acreditam que a precisão alcançada pode ser melhorada melhorando a reprodutibilidade das medições dos padrões de comprimento e tempo.

Em conclusão, notamos que ao determinar a velocidade da luz, a velocidade do grupo é medida E, que coincide com o valor da fase apenas para o vácuo.

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Com a descoberta no experimento das propriedades corpusculares e manifestações da luz (efeito fotoelétrico, efeito Compton e outros fenômenos), a natureza quântica da luz foi desenvolvida por M. Planck e A. Einstein, na qual a luz exibe propriedades ondulatórias e corpusculares - o chamado dualismo corpuscular-ondulatório. (Max Karl Ernst Ludwig Planck - físico teórico alemão, 1858-1947, Prêmio Nobel em 1918 pela descoberta das leis da radiação, Arthur Hoti Compton, físico americano, 1892-1962, Prêmio Nobel em 1927 pelo efeito que leva seu nome) .

Introdução 3
1. Experimentos para determinar a velocidade da luz. 4
1.1. Primeiras experiências. 4
1.1.1. experiência de Galileu. 4
1.2 Métodos astronômicos para determinar a velocidade da luz. 4
1.2.1. Eclipse da lua Io de Júpiter. 4
1.2.2. aberração da luz. 6
1.3. Métodos de laboratório para medir a velocidade da luz. 7
1.3.1. Método de detecção síncrona. 7
1.4. Experimentos sobre a propagação da luz em um meio. 9
1.4.1. Experiência de Armand Fizeau. 9

1.4.3. Experimentos de A. Michelson e Michelson - Morley. 12
1.4.4 Melhoria da experiência Michelson. 13
2. Velocidade máxima da luz. 14
2.1. Triste experiência. 14
2.2. Experiência Bertozzi. 15
3. A velocidade da luz na matéria. 17
4. Táquions. Partículas que se movem a velocidades superiores à velocidade da luz. 17
4.1. massas imaginárias. 17
4.2. Acelerar ao invés de desacelerar. 18

5. Velocidade superluminal. 20
Conclusão 22
Referências 23

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Trabalho de Conclusão de Curso sobre o tema:

“A velocidade da luz e métodos para sua determinação”

Introdução 3

1. Experimentos para determinar a velocidade da luz. 4

1.1. Primeiras experiências. 4

1.1.1. experiência de Galileu. 4

1.2 Métodos astronômicos para determinar a velocidade da luz. 4

1.2.1. Eclipse da lua Io de Júpiter. 4

1.2.2. aberração da luz. 6

1.3. Métodos de laboratório para medir a velocidade da luz. 7

1.3.1. Método de detecção síncrona. 7

1.4. Experimentos sobre a propagação da luz em um meio. 9

1.4.1. Experiência de Armand Fizeau. 9

1.4.2. Aperfeiçoamento de Foucault. 10

1.4.3. Experimentos de A. Michelson e Michelson - Morley. 12

1.4.4 Melhoria da experiência Michelson. 13

2. Velocidade máxima da luz. 14

2.1. Triste experiência. 14

2.2. Experiência Bertozzi. 15

3. A velocidade da luz na matéria. 17

4. Táquions. Partículas que se movem a velocidades superiores à velocidade da luz. 17

4.1. massas imaginárias. 17

4.2. Acelerar ao invés de desacelerar. 18

4.3. energias negativas. 19

5. Velocidade superluminal. 20

Conclusão 22

Referências 23

Introdução

A natureza da luz tem sido discutida desde os tempos antigos. Os pensadores antigos acreditavam que a luz é o fluxo de "átomos" dos objetos para os olhos do observador (Pitágoras - cerca de 580 - 500 anos aC). Ao mesmo tempo, foi determinada a retidão da propagação da luz, acreditava-se que ela se propagava em velocidades muito altas, quase instantaneamente. Nos séculos XVI-XVII, R. Descartes (Rene Descartes, físico francês, 1596-1650), R. Hooke (Robert Hooke, físico inglês, 1635-1703), X. Huygens (Christian Huygens, físico holandês, 1629-1695 ) partiu do fato de que a propagação da luz é a propagação de ondas em um meio. Isaac Newton (Isaac Newton, físico inglês, 1643 - 1727) apresentou a natureza corpuscular da luz, ou seja, acreditava que a luz é a radiação de certas partículas pelos corpos e sua distribuição no espaço.

Em 1801, T. Jung (Thomas Jung, físico inglês, 1773-1829) observou a interferência da luz, o que levou ao desenvolvimento de experimentos com luz sobre interferência e difração. E em 1818 O.Zh. Fresnel (Augustin Jean Fresnel, físico francês, 1788-1827) reviveu a teoria ondulatória da propagação da luz. D.K. Maxwell, após estabelecer as leis gerais do campo eletromagnético, chegou à conclusão de que a luz são ondas eletromagnéticas. Além disso, foi apresentada a hipótese do "éter mundial", de que a luz é a propagação de ondas eletromagnéticas no meio - o "éter". As famosas experiências para testar a existência do éter mundial foram realizadas por A.A. Michelson e E. W. Morley (1837-1923), e de acordo com o arrastamento da luz por um meio em movimento - A.I. Fizeau. (Albert Abraham Michelson, físico americano, 1852-1931, Prêmio Nobel em 1907 pela criação de instrumentos de precisão e pelos estudos espectroscópicos e metrológicos realizados com a ajuda deles; Armand Hippolyte Louis Fizeau, físico francês, 1819-1896). Como resultado, foi demonstrado que o éter mundial (pelo menos no sentido que os físicos acreditavam na época - algum meio imóvel absoluto) não existe.

Com a descoberta no experimento das propriedades corpusculares e manifestações da luz (efeito fotoelétrico, efeito Compton e outros fenômenos), a natureza quântica da luz foi desenvolvida por M. Planck e A. Einstein, na qual a luz exibe propriedades ondulatórias e corpusculares - a chamada dualidade corpuscular - onda. (Max Karl Ernst Ludwig Planck - físico teórico alemão, 1858-1947, Prêmio Nobel em 1918 pela descoberta das leis da radiação, Arthur Hoti Compton, físico americano, 1892-1962, Prêmio Nobel em 1927 pelo efeito que leva seu nome) .

Eles também tentaram medir a velocidade da luz de várias maneiras, tanto em condições naturais quanto em laboratório.

1. Experimentos para determinar a velocidade da luz.

1.1. Primeiras experiências.

1.1.1. experiência de Galileu.

O primeiro que tentou medir a velocidade da luz experimentalmente foi o italiano Galileu Galilei. O experimento consistia no seguinte: duas pessoas, posicionadas no topo de morros distantes vários quilômetros uma da outra, davam sinais com o auxílio de lanternas equipadas com venezianas. Essa experiência, posteriormente realizada pelos cientistas da Academia Florentina, ele expressou em seu trabalho "Conversations and math proofs about two new ramos of science related to mecânica and local motion" (publicado em Leiden em 1638).

Após o experimento, Galileu concluiu que a velocidade da luz se propaga instantaneamente e, se não instantaneamente, a uma velocidade extremamente alta.

Os meios à disposição de Galileu naquela época, é claro, não permitiam resolver esse problema de maneira tão simples, e ele tinha plena consciência disso.

1.2 Métodos astronômicos para determinar a velocidade da luz.

1.2.1. Eclipse da lua Io de Júpiter.

OK. Remer (1676, Ole Christensen Remer, astrônomo holandês, 1644-1710) observou o eclipse do satélite de Júpiter (J) - Io, descoberto por Galileu em 1610 (ele também descobriu mais 3 satélites de Júpiter). O raio da órbita do satélite Io em torno de Júpiter é de 421600 km, o diâmetro do satélite é de 3470 km (ver Fig. 2.1 e 2.2). O tempo do eclipse foi = 1,77 dias = 152928 s. OK. Roemer observou uma violação da periodicidade dos eclipses, e Roemer associou esse fenômeno à velocidade finita de propagação da luz. O raio da órbita de Júpiter ao redor do Sol Rj é muito maior que o raio da órbita da Terra Rz, e o período de revolução é aproximadamente igual a 12 anos. Ou seja, durante a meia volta da Terra (meio ano), Júpiter se moverá em órbita por uma certa distância e, se fixarmos o tempo de chegada do sinal luminoso a partir do momento em que Io aparece da sombra de Júpiter, então a luz deve percorrer uma distância maior até a Terra no caso 2 do que no caso 1 (ver Fig. 2.2). Seja o momento no tempo em que Io deixa a sombra de Júpiter de acordo com o relógio da Terra e seja o momento real no tempo em que isso acontece. Então nós temos:

onde é a distância que a luz percorre até a Terra. Na próxima saída de Io, temos de forma semelhante:

onde é a nova distância que a luz percorre até a Terra. O verdadeiro período da revolução de Io em torno de Júpiter é determinado pela diferença de tempo:

Claro, por um período de tempo, quando ocorre um eclipse, é difícil determinar esses tempos com grande precisão. Portanto, é mais conveniente realizar observações por meio ano, quando a distância à Terra muda no valor máximo. Nesse caso, o verdadeiro período do eclipse pode ser definido como um valor médio para meio ano ou um ano. Depois disso, é possível determinar a velocidade da luz após duas medições consecutivas do tempo de saída de Io da sombra:

Os valores são encontrados a partir de cálculos astronômicos. No entanto, durante um eclipse, essa distância muda pouco. É mais conveniente fazer medições por meio ano (quando a Terra se move para o outro lado de sua órbita) e obter o tempo total do eclipse:

onde n é o número de eclipses durante esses seis meses. Todos os outros tempos intermediários de propagação da luz para a Terra diminuíram, já que a distância varia apenas ligeiramente durante um eclipse. A partir disso, Roemer obteve a velocidade da luz igual a c = 214.300 km/s.

1.2.2. aberração da luz.

Em astronomia, a aberração é uma mudança na posição aparente de uma estrela na esfera celeste, ou seja, um desvio da direção aparente da estrela em relação à verdadeira, causada pela finitude da velocidade da luz e pelo movimento do astro. observador. A aberração diurna é devida à rotação da Terra; anual - a revolução da Terra ao redor do Sol;

secular - o movimento do sistema solar no espaço.

Arroz. Aberração da luz estelar.

Para entender esse fenômeno, uma analogia simples pode ser feita. Gotas de chuva caindo verticalmente em tempo calmo deixam uma trilha oblíqua na janela lateral de um carro em movimento.

Como resultado da aberração da luz, a direção aparente da estrela difere da verdadeira por um ângulo chamado ângulo de aberração. Pode-se ver pela figura que

onde é a componente da velocidade da Terra, perpendicular à direção da estrela.

Na prática, o fenômeno da aberração (anual) é observado da seguinte forma. Durante cada observação, o eixo do telescópio é orientado no espaço da mesma forma em relação ao céu estrelado, e a imagem da estrela é fixada no plano focal do telescópio. Esta imagem descreve uma elipse por um ano. Conhecendo os parâmetros da elipse e outros dados correspondentes à geometria do experimento, é possível calcular a velocidade da luz. Em 1727, a partir de observações astronômicas, J. Bradley encontrou 2 * \u003d 40,9 "e recebeu

s = 303000km/s.

1.3. Métodos de laboratório para medir a velocidade da luz.

1.3.1. Método de detecção síncrona.

Para medir a velocidade da luz, Armand Fizeau (1849) aplicou o método de detecção síncrona. Ele usou um disco de rotação rápida com N dentes (Fig. 2.3), que são setores opacos. Entre esses setores (dentes), a luz passava da fonte para o espelho refletor e voltava para o observador. Nesse caso, o ângulo entre os pontos médios dos setores é igual a

A velocidade angular de rotação foi escolhida para que a luz, após reflexão no espelho atrás do disco, entrasse no olho do observador ao passar pelo orifício vizinho. Durante o movimento da luz do disco para o espelho e vice-versa:

rotação do disco faz um ângulo

Conhecendo a distância L, a velocidade angular do disco ω e o ângulo △φ em que a luz aparece, pode-se obter a velocidade da luz. Fizeau obteve um valor de velocidade igual a c=(315300500) km/s. Aproximadamente pelos mesmos métodos, os experimentadores obtiveram o valor refinado da velocidade da luz c = (298000500) km/s (1862), então c=(2997964) km/s (A. Michelson em 1927 e 1932). Mais tarde, Bergstrand obteve - c=(299793.10.3) km/s.

Observamos aqui um dos métodos mais precisos para medir a velocidade da luz - o método de um ressonador de cavidade, cuja ideia principal é a formação de uma onda de luz estacionária e o cálculo do número de meias-ondas ao longo do comprimento do ressonador. As principais relações entre a velocidade da luz c, comprimento de onda λ, período T e frequência ν são:

Aqui também é introduzida a frequência circular, que nada mais é do que a velocidade angular de rotação ω da amplitude, se as oscilações forem representadas como uma projeção do movimento rotacional sobre um eixo. No caso da formação de uma onda estacionária leve, um número inteiro de meias-ondas cabe ao longo do comprimento do ressonador. Encontrando esse número e usando as proporções (*), você pode determinar a velocidade da luz.

Avanços recentes (1978) deram o seguinte valor para a velocidade da luz c=299792,458 km/s = (299792458 1,2) m/s.

1.4. Experimentos sobre a propagação da luz em um meio.

1.4.1. Experiência de Armand Fizeau.

Experiência de Armand Fizeau (1851). Fizeau considerou a propagação da luz em um meio em movimento. Para fazer isso, ele passou um feixe de luz por água estagnada e corrente e, usando o fenômeno da interferência da luz, comparou os padrões de interferência, analisando quais era possível julgar a mudança na velocidade de propagação da luz (ver Figura 2.4). . Dois feixes de luz, refletidos de um espelho translúcido (feixe 1) e passando por ele (feixe 2), passam duas vezes por um cano com água e então criam um padrão de interferência na tela. Primeiro medido em água estagnada e depois em água corrente a uma velocidade V.

Nesse caso, uma viga (1) se move com o fluxo e a segunda (2) - contra o fluxo da água. Há uma mudança nas franjas de interferência devido a uma mudança na diferença de caminho dos dois feixes. A diferença no caminho dos raios é medida e a mudança na velocidade de propagação da luz é encontrada a partir dela. A velocidade da luz em um meio estacionário ĉ depende do índice de refração do meio n:

De acordo com o princípio da relatividade de Galileu, para um observador, em relação ao qual a luz se move em um meio, a velocidade deve ser igual a:

Fizeau estabeleceu experimentalmente que existe um coeficiente para a velocidade da água V e, portanto, a fórmula é a seguinte:

onde * é o coeficiente de arrasto da luz pelo meio em movimento:

Assim, o experimento de Fizeau mostrou que a regra clássica para adicionar velocidades é inaplicável quando a luz se propaga em um meio em movimento, ou seja, a luz é apenas parcialmente arrastada pelo meio em movimento. A experiência de Fizeau desempenhou um papel importante na construção da eletrodinâmica da mídia em movimento.

Serviu de justificativa para o SRT, onde o coeficiente * é obtido a partir da lei da adição de velocidades (se nos restringirmos à primeira ordem de precisão em termos de um pequeno valor de ν/c). A conclusão que se segue dessa experiência é que as transformações clássicas (galileanas) não são aplicáveis ​​à propagação da luz.

1.4.2. Aperfeiçoamento de Foucault.

Quando Fizeau anunciou o resultado de sua medição, os cientistas questionaram a validade dessa figura colossal, segundo a qual a luz viaja do Sol à Terra em 8 minutos e pode circundar a Terra em um oitavo de segundo. Parecia incrível que um homem pudesse medir uma velocidade tão tremenda com instrumentos tão primitivos. A luz viaja mais de oito quilômetros entre os espelhos Fizeau em 1/36.000 segundos? Impossível, muitos disseram. No entanto, a figura de Fizeau era muito próxima da de Römer. Dificilmente poderia ser uma mera coincidência.

Treze anos depois, quando os céticos ainda duvidavam e faziam comentários irônicos, Jean Bernard Léon Foucault, filho de um editor parisiense, que certa vez se preparava para ser médico, determinou a velocidade da luz de maneira um pouco diferente. Ele trabalhou com Fizeau por vários anos e pensou muito em como melhorar sua experiência. Em vez de uma roda dentada, Foucault usou um espelho giratório.

Arroz. 3. Instalação de Foucault.

Após algumas melhorias, Michelson usou este dispositivo para determinar a velocidade da luz. Neste dispositivo, a roda dentada é substituída por um espelho plano giratório C. Se o espelho C estiver parado ou girar muito lentamente, a luz é refletida no espelho translúcido B na direção indicada pela linha contínua. Quando o espelho gira rapidamente, o feixe refletido muda para a posição indicada pela linha pontilhada. Ao olhar pela ocular, o observador pode medir o deslocamento do feixe. Essa medição deu a ele o dobro do valor do ângulo α, ou seja, o ângulo de rotação do espelho durante o tempo que o feixe de luz viajou de C para o espelho côncavo A e de volta para C. Conhecendo a velocidade de rotação do espelho C, a distância de A a C e o ângulo de rotação do espelho C durante este tempo, foi possível calcular a velocidade da luz.