Eksperimentalne metode za določanje hitrosti svetlobe
Obstajajo različne metode za merjenje hitrosti svetlobe, vključno z astronomskimi in uporabo različnih eksperimentalnih tehnik. Natančnost merjenja c nenehno narašča. V tej tabeli je nepopoln seznam eksperimentalnega dela pri določanju hitrosti svetlobe.
|
Eksperimentirajte |
Eksperimentalne metode |
Rezultati meritev, km/s |
poskus napaka, |
|
|
Weber-Kohlrausch Maxwell Michelson Perrotin Rose in Dorsey Mittelyptedt Pease in Pearson Anderson |
Jupitrov lunin mrk aberacija svetlobe gibljiva telesa vrtljiva ogledala Elektromagnetne konstante Elektromagnetne konstante vrtljiva ogledala vrtljiva ogledala Elektromagnetne konstante vrtljiva ogledala vrtljiva ogledala Elektromagnetne konstante Kerrova vratna celica vrtljiva ogledala Kerrova vratna celica Mikrovalovna interferometrija |
Prva uspešna meritev svetlobne hitrosti sega v leto 1676. Römerjeva astronomska metoda temelji na merjenju svetlobne hitrosti iz opazovanj mrkov Jupitrovih satelitov z Zemlje. Jupiter ima več satelitov, ki so vidni z Zemlje v bližini Jupitra ali skriti v njegovi senci. Astronomska opazovanja Jupitrovih satelitov kažejo, da je povprečni časovni interval med dvema zaporednima mrkoma katerega koli Jupitrovega satelita odvisen od tega, kako oddaljena sta Zemlja in Jupiter v času opazovanja.
riž. 1. Roemerjeva metoda. C - Sonce, Yu - Jupiter, Z - Zemlja
V pol leta opazovanja se je kršitev periodičnosti opazovanega začetka mrka povečala in dosegla vrednost približno 20 minut. Toda to je skoraj enako času, v katerem svetloba prepotuje razdaljo, ki je enaka premeru Zemljine orbite okoli Sonca (približno 17 minut). Hitrost svetlobe, ki jo je izmeril Römer, je bila: c= 214300 km/s.
Po nadaljnjih 0,545 leta bosta Zemlja 33 in Jupiter 33 spet v opoziciji. V tem času je prišlo do (n-1) obratov satelita okoli Jupitra in (n-1) mrkov, od katerih se je prvi zgodil, ko sta Zemlja in Jupiter zasedla položaj Z2 in Yu2, zadnji pa ko sta zasedla položaj Z3 in Yu3. Prvi mrk smo na Zemlji opazili z zamikom (R+r)/s, zadnjega pa z zamikom (R-r)/s glede na trenutke odhoda satelita v senco planeta Jupitra.
Römer je izmeril časovna intervala T1 in T2 in ugotovil, da je T1-T2=1980 s. Toda iz zgoraj zapisanih formul sledi, da je T1-T2=4r/s, torej c=4r/1980 m/s. Če vzamemo r, povprečno razdaljo od Zemlje do Sonca, enako 1500000000 km, dobimo vrednost za svetlobno hitrost:
Ta rezultat je bila prva meritev hitrosti svetlobe. Römerjeva metoda ni bila zelo natančna, vendar so njegovi izračuni astronomom pokazali, da je za določitev pravega gibanja planetov in njihovih satelitov treba upoštevati čas širjenja svetlobnega signala.
riž. 2
Določanje svetlobne hitrosti z opazovanjem aberacije v letih 1725-1728. Bradley se je lotil opazovanja, da bi ugotovil, ali obstaja letna paralaksa zvezd, tj. navidezni premik zvezd na nebu, ki odraža gibanje Zemlje v orbiti in je povezan s končnostjo razdalje od Zemlje do zvezde.
Bradley je res odkril tak premik. Opazovani pojav, ki ga je poimenoval svetlobna aberacija, je pojasnil s končno vrednostjo hitrosti širjenja svetlobe in jo uporabil za določitev te hitrosti.
Če poznamo kot α in hitrost kroženja Zemlje v, lahko določimo svetlobno hitrost c. Dobil je vrednost hitrosti svetlobe, ki je enaka 308.000 km / s. Pomembno je omeniti, da je aberacija svetlobe povezana s spremembo smeri hitrosti Zemlje med letom. Konstantne hitrosti, ne glede na to, kako velika je, ni mogoče zaznati s pomočjo aberacije, ker pri takem gibanju ostane smer na zvezdo nespremenjena in ni mogoče oceniti prisotnosti te hitrosti in pod kakšnim kotom. s smerjo do zvezde. Aberacija svetlobe omogoča presojo le o spremembi hitrosti Zemlje.
Leta 1849 je A. Fizeau izvedel prvo določitev hitrosti svetlobe v laboratorijskih pogojih. Njegovo metodo so poimenovali metoda zobnika. Značilnost njegove metode je avtomatska registracija trenutkov zagona in vračanja signala, ki se izvaja z rednim prekinjanjem svetlobnega toka (zobnika).
Slika 3. Shema eksperimenta za določanje hitrosti svetlobe z metodo zobnika
Svetloba iz vira je prešla skozi prekinjevalnik (zobce vrtljivega kolesa) in se, odbita od ogledala, ponovno vrnila na zobnik. Če poznate razdaljo med kolesom in ogledalom, število zob kolesa, hitrost vrtenja, lahko izračunate hitrost svetlobe.
Če poznate razdaljo D, število zob z, kotno hitrost vrtenja (število vrtljajev na sekundo) v, lahko določite hitrost svetlobe. Dobil je enako 313.000 km / s.
Za nadaljnje izboljšanje natančnosti meritev je bilo razvitih veliko metod. Kmalu je postalo potrebno upoštevati celo lomni količnik zraka. In kmalu, leta 1958, je Frum z uporabo mikrovalovnega interferometra in elektrooptičnega zaklopa (Kerrova celica) dobil vrednost svetlobne hitrosti 299792,5 km / s.
Dopplerjev učinek v optiki
Eksperimentalni temelji posebne teorije relativnosti
Sodobne metode za merjenje hitrosti svetlobe
Širjenje svetlobe v gibljivih medijih
Klasični poskusi merjenja svetlobne hitrosti
Problem določanja svetlobne hitrosti je eden najpomembnejših problemov optike in fizike nasploh. Rešitev tega problema je bila temeljnega in praktičnega pomena. Ugotovitev, da je hitrost širjenja svetlobe končna, in merjenje te hitrosti sta konkretizirala in razjasnila težave, s katerimi se soočajo različne optične teorije. Prve metode za določanje svetlobne hitrosti, ki so temeljile na astronomskih opazovanjih, so prispevale k jasnemu razumevanju čisto astronomskih vprašanj. Pri geodetskih raziskavah se uporabljajo natančne laboratorijske metode za določanje hitrosti svetlobe, ki so bile razvite pozneje.
Glavna težava, na katero naleti eksperimentator pri določanju hitrosti širjenja svetlobe, je povezana z enormno vrednostjo te količine, ki zahteva popolnoma drugačne lestvice izkušenj od tistih, ki se dogajajo pri klasičnih fizikalnih meritvah. Ta težava se je pokazala pri prvih znanstvenih poskusih določanja svetlobne hitrosti, ki jih je izvajal Galilei (1607). Galilejev poskus je bil naslednji: dva opazovalca na veliki razdalji drug od drugega
drugi so opremljeni z lučmi, ki jih je mogoče zakleniti. Opazovalec A odpre svetilko; po določenem časovnem intervalu bo svetloba dosegla opazovalca IN, ki v istem trenutku odpre svojo svetilko; po določenem času bo ta signal dosegel A, slednji pa lahko tako označuje čas τ preteklo od trenutka, ko je dal znak, do trenutka, ko se je vrnil. Ob predpostavki, da se opazovalci odzovejo na signal takoj in da ima svetloba enako hitrost v smeri AB in VA, pojdi tako AB+VA=2D svetloba potuje v času τ , tj. hitrost svetlobe z=2D/τ . Druga od postavljenih predpostavk se lahko šteje za zelo verjetno. Sodobna teorija relativnosti celo to predpostavko povzdigne v načelo. Toda domneva, da se je mogoče takoj odzvati na signal, ne ustreza resničnosti, zato pri ogromni hitrosti svetlobe Galilejev poskus ni privedel do nobenih rezultatov; v bistvu ni bil izmerjen čas širjenja svetlobnega signala, temveč čas, ki ga je opazovalec potreboval za reakcijo. Položaj je mogoče izboljšati, če opazovalec IN nadomesti z ogledalom, ki odbija svetlobo in se tako osvobodi napake, ki jo povzroči eden od opazovalcev. Ta merilna shema se je v bistvu ohranila v skoraj vseh sodobnih laboratorijskih metodah za določanje hitrosti svetlobe; kasneje pa so bile ugotovljene odlične tehnike za snemanje signalov in merjenje časovnih intervalov, ki so omogočile dovolj natančno določanje hitrosti svetlobe tudi na razmeroma majhnih razdaljah.
a) Roemerjeva metoda.
Jupiter ima več satelitov, ki so vidni z Zemlje v bližini Jupitra ali skriti v njegovi senci. Astronomska opazovanja Jupitrovih satelitov kažejo, da je povprečni časovni interval med dvema zaporednima mrkoma katerega koli Jupitrovega satelita odvisen od tega, kako oddaljena sta Zemlja in Jupiter v času opazovanja.
Roemerjevo metodo (1676), ki temelji na teh opazovanjih, lahko razložimo s pomočjo slike 9.1. Naj v določenem trenutku Zemlja Z 1 in Jupiter YU 1 so notri soočenje in na tej točki v času ena od Jupitrovih lun, gledano z Zemlje, izgine v Jupitrovo senco. Potem, če je označeno z R in r polmera tirnic Jupitra in Zemlje ter skozi z- hitrost svetlobe v koordinatnem sistemu, povezanem s Soncem, na Zemlji bo odhod satelita v senco Jupitra registriran sekund kasneje, kot se zgodi v časovnem okviru, povezanem z Jupitrom.
Po 0,545 leta Zemlja Z 2 in Jupiter YU 2 sta notri povezava. Če v tem času obstaja n mrk istega Jupitrovega satelita, potem bo na Zemlji registriran s sekundno zamudo. Torej, če je obdobje revolucije satelita okoli Jupitra t, nato časovni interval T 1 , ki teče med prvim in n mrk, opazovan z Zemlje, je
Po nadaljnjih 0,545 leta Zemlja Z 3 in Jupiter YU 3 se bodo vrnili soočenje. V tem času je bilo ( n–1) vrtljaji satelita okoli Jupitra in ( n-1) mrki, od katerih se je prvi zgodil, ko sta Zemlja in Jupiter zasedla položaj Z 2 in YU 2 , in zadnji - ko so zasedli položaj Z 3 in YU 3. Prvi mrk so na Zemlji opazili z zamikom, zadnjega pa z zamikom glede na trenutke odhoda satelita v senco planeta Jupitra. Zato imamo v tem primeru:
Römer je meril časovne intervale T 1 in T 2 in ugotovil, da T 1 –T 2 =1980 s. Toda iz zgornjih formul sledi, da T 1 –T 2 =, torej . Jemanje r povprečna razdalja od Zemlje do Sonca, enaka 150 10 6 km, najdemo vrednost za svetlobno hitrost: z\u003d 301 10 6 m / s.
Ta rezultat je bil zgodovinsko prva meritev hitrosti svetlobe.
b) Ugotavljanje svetlobne hitrosti z opazovanjem aberacije.
Leta 1725-1728. Bradley se je lotil opazovanj, da bi ugotovil, ali obstaja letna paralaksa zvezd, tj. navidezni premik zvezd na nebu, ki odraža gibanje Zemlje v orbiti in je povezan s končnostjo razdalje od Zemlje do zvezde. Zvezda mora pri svojem paralaktičnem gibanju opisovati elipso, katere kotne dimenzije so tem večje, čim manjša je razdalja do zvezde.
Pri zvezdah, ki ležijo v ravnini ekliptike, se ta elipsa degenerira v ravno črto, pri zvezdah blizu pola pa v krog. Bradley je res odkril tak premik. Toda velika os elipse se je izkazala za vse zvezde z enakimi kotnimi dimenzijami, in sicer 2 α \u003d 40 ", 9. Bradley je pojasnil (1728) opazovani pojav, ki ga je poimenoval aberacija svetlobe, končnost hitrosti širjenja svetlobe in jo uporabil za določitev te hitrosti. Letno paralakso je več kot sto let kasneje določil V.Ya. Struve in Bessel (1837, 1838).
Za poenostavitev bomo namesto teleskopa uporabili merilno napravo, sestavljeno iz dveh majhnih lukenj, nameščenih vzdolž osi cevi. Ko je Zemljina hitrost v isti smeri kot SE, os cevi kaže na zvezdo. Ko hitrost Zemlje (in cevi) tvori kot j s smerjo proti zvezdi, potem, da svetlobni žarek ostane na osi cevi, je treba cev zasukati pod kotom a(sl. 9.2), ker med časom t dokler gre svetloba po poti SE, se cev sama premakne na daljavo E "E=u 0 t. Iz sl. 9.2 lahko definira obrat a. Tukaj SE določa smer osi cevi brez upoštevanja aberacije, JV"– zamaknjena smer osi, ki zagotavlja ves čas prehod svetlobe vzdolž osi cevi t. Izkoriščanje tega kota a zelo majhna, ker u 0 <<с (пренебрегая членами порядка ), можно считать, чтоj =0 или p.
Če je zvezda na polu ekliptike, potem j=90° skozi vse leto, tj. kotni odklon zvezde ostane nespremenjen v velikosti (); ker pa je smer vektorja u 0 se med letom spremeni za kot 2 str, potem se spremeni tudi kotni premik zvezde v smeri: zvezda opisuje navidezno krožno orbito s kotnim polmerom .
Na splošno, ko se zvezda nahaja na kotni razdalji d od ravnine ekliptike je aberacijska tirnica zvezde elipsa, katere velika polos ima kotne dimenzije a 0 in majhna - a 0 greh d. Natančno ta značaj je imel navidezni premik zvezd po Bradleyjevem opazovanju. Ugotavljanje iz opazovanj a 0 in vem u 0 , je mogoče najti iz. Bradley je našel z\u003d 308.000 km / s. V. Ya. Struve (1845) je bistveno izboljšal natančnost opazovanj in pridobil a 0 =20",445. Najnovejše definicije podajajo a 0 \u003d 20", 470, kar ustreza z\u003d 299 900 km / s.
Opozoriti je treba, da je aberacija svetlobe povezana s spremembo smeri hitrosti Zemlje med letom.
Obstajajo različne metode za merjenje hitrosti svetlobe, vključno z astronomskimi in uporabo različnih eksperimentalnih tehnik. Natančnost merjenja količine Z nenehno narašča. Tabela podaja nepopoln seznam eksperimentalnih del o določanju hitrosti svetlobe.
|
datum |
Eksperimentirajte |
Eksperimentalne metode |
Rezultati meritev, km/s |
|
1676 1725 1849 1850 1857 1868 1875 1880 1883 1883 1901 1907 1928 1932 1941 1952 |
Römer Bradley fizo Foucault Weber-Kohlrausch Maxwell Cornu Michelson Thomson Newcomb Perrotin Rose in Dorsey Mittelyptedt Pease in Pearson Anderson iz sobe |
Jupitrov lunin mrk svetlobna aberacija gibljiva telesa vrtljiva ogledala Elektromagnetne konstante Elektromagnetne konstante vrtljiva ogledala vrtljiva ogledala Elektromagnetne konstante vrtljiva ogledala vrtljiva ogledala Elektromagnetne konstante Kerrova vratna celica vrtljiva ogledala Kerrova vratna celica Mikrovalovna interferometrija |
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 |
Risbe prikazujejo reprodukcijo risbe avtorja Römer, kot tudi shematsko razlago.
Römerjeva astronomska metoda temelji na merjenju hitrost svetloba iz opazovanj Zemljinih mrkov Jupitrovih satelitov. Jupiter jih ima večo satelitih, ki so bodisi vidni z Zemlje blizu Jupitra, oz
Naj v določenem trenutku ZemljaZ1 in Jupiter Yu1 sta v opoziciji in v tem trenutku eden od Jupitrovih satelitov, opazovan z Zemlje, izgine v Jupitrovi senci (satelit na sliki ni prikazan). Če torej z R in r označimo polmera tirnic Jupitra in Zemlje, s c pa hitrost eta in v koordinatnem sistemu, povezanem s Soncem C, na Zemlji, bo odhod satelita v senco Jupitra registriran (R-r) / s sekund kasneje, kot se zgodi v časovnem okviru, povezanem z Jupitrom.
Po 0,545 leta sta Zemlja Z2 in Jupiter U2 v konjunkciji. Če v tem času pride do n-tega mrka istega satelita Jupitra, potem bo na Zemlji registriran z zamikom (R + r) / s sekund. Če je torej obdobje kroženja satelita okoli Jupitra t, potem je časovni interval T1 med prvim in n-tim mrkom, opazovanim z Zemlje, enak
Po nadaljnjih 0,545 leta bosta Zemlja 33 in Jupiter 33 spet v opoziciji. V tem času je prišlo do (n-1) obratov satelita okoli Jupitra in (n-1) mrkov, od katerih se je prvi zgodil, ko sta Zemlja in Jupiter zasedla položaj Z2 in Yu2, zadnji pa ko sta zasedla položaj Z3 in Yu3. Prvi mrk smo na Zemlji opazili z zamikom (R+r)/s, zadnjega pa z zamikom (R-r)/s glede na trenutke odhoda satelita v senco planeta Jupitra. Zato imamo v tem primeru
Römer je izmeril časovna intervala T1 in T2 in ugotovil, da je T1-T2=1980 s. Toda iz zgoraj zapisanih formul sledi, da je T1-T2=4r/s, torej c=4r/1980 m/s. Če vzamemo r, povprečno razdaljo od Zemlje do Sonca, enako 1500000000 km, dobimo vrednost 3,01*10 6 m/s za svetlobno hitrost.
Ta rezultat je bila prva meritev hitrosti svetlobe.
Leta 1725 James Bradley je odkril, da se zvezda Draco, ki se nahaja v zenitu (tj. neposredno nad glavo), naredi navidezno gibanje s periodo enega leta v skoraj krožni orbiti s premerom 40,5 kotne sekunde. Pri zvezdah, videnih drugje na nebu, je Bradley prav tako opazil podobno navidezno gibanje - na splošno eliptično.
Pojav, ki ga je opazil Bradley, se imenuje aberacija. To nima nobene zveze z zvezdnikovim lastnim gibanjem. Razlog za aberacijo je, da je vrednost svetlobne hitrosti končna, opazovanje pa poteka z Zemlje, ki se giblje po orbiti z določeno hitrostjo v.
Kot odprtine stožca, pod katerim je navidezna pot zvezde vidna z Zemlje, je določen z izrazom: tanα=ν/c
Poznavanje kota α in hitrost Zemljinega kroženja v, lahko določimo svetlobno hitrost c.
Dobil je vrednost hitrosti svetlobe, ki je enaka 308.000 km / s.
Leta 1849 ste prvič izvedli določitev svetlobne hitrosti v laboratorijskih pogojih A. Fizeau. Njegovo metodo so poimenovali metoda zobnika. Značilnost njegove metode je avtomatska registracija trenutkov zagona in vračanja signala, ki se izvaja z rednim prekinjanjem svetlobnega toka (zobnika).
Slika prikazuje shemo eksperimenta za določanje hitrosti svetlobe z metodo zobnika.
Svetloba iz vira je prešla skozi prekinjevalnik (zobce vrtljivega kolesa) in se, odbita od ogledala, ponovno vrnila na zobnik. Če poznate razdaljo med kolesom in ogledalom, število zob kolesa, hitrost vrtenja, lahko izračunate hitrost svetlobe.
Če poznate razdaljo D, število zob z, kotno hitrost vrtenja (število vrtljajev na sekundo) v, lahko določite hitrost svetlobe. Dobil je enako 313.000 km / s.
Vse življenje je bil ameriški fizik Albert Abraham Michelson(1852–1931) je izboljšal metodo merjenja svetlobne hitrosti. Z ustvarjanjem vedno bolj zapletenih naprav je poskušal doseči rezultate z minimalno napako. V letih 1924-1927 je Michelson razvil poskus, v katerem je bil žarek svetlobe poslan z vrha Mount Wilson na vrh San Antonia (razdalja približno 35 km). Uporabljeni rotacijski zaklop je bilo rotacijsko zrcalo, izdelano z izjemno natančnostjo, ki ga je poganjal posebej zasnovan visokohitrostni rotor, ki se vrti do 528 vrtljajev na sekundo.
S spreminjanjem frekvence vrtenja rotorja je opazovalec dosegel stabilno sliko svetlobnega vira v okularju. Poznavanje razdalje med postavitvami in frekvence vrtenja ogledala je omogočilo izračun hitrosti svetlobe.
Od leta 1924 do začetka leta 1927 je bilo izvedenih pet neodvisnih serij opazovanj, povečala se je natančnost merjenja razdalje in hitrosti rotorja. Povprečni rezultat meritve je bil 299.798 km na sekundo.
Rezultate vseh Michelsonovih meritev lahko zapišemo kot c = (299796 ± 4) km/s.
Zgornja slika prikazuje diagram Michelsonovega poskusa. Spodnja slika prikazuje poenostavljeno shemo poskusa. Uporabnik lahko spremeni frekvenco vrtenja osmerokotne prizme tako, da opazuje gibanje svetlobnega impulza in doseže, da zadene opazovalčev okular.
Frekvenco je mogoče spreminjati od 0 do 1100 vrt/min v korakih po 2 s -1 . Za lažjo nastavitev frekvence v poskusu je bil izdelan gumb za grobo regulacijo hitrosti, natančnejše nastavitve lahko nastavite z dodatnimi tipkami na desni strani frekvenčnega okna. Najboljši rezultat je dosežen pri 528 in 1056 vrt./min. Pri 0 vrtljajih se statičen žarek svetlobe povleče od vira do opazovalca.
Primer izračuna svetlobne hitrosti za poskus, pri katerem opazovalec zazna pojav svetlobe pri frekvenci vrtenja zrcala 528 s–1.
Tukaj sta ν in T frekvenca in obdobje vrtenja oktaedrske prizme, τ 1 je čas, v katerem ima svetlobni žarek čas, da prepotuje razdaljo L od ene naprave do druge in se vrne nazaj, je tudi čas vrtenja ena stran ogledala.
Glede na www.school-collection.edu.ru
Pošljite svoje dobro delo v bazo znanja je preprosto. Uporabite spodnji obrazec
Študenti, podiplomski študenti, mladi znanstveniki, ki bazo znanja uporabljajo pri študiju in delu, vam bodo zelo hvaležni.
Gostuje na http://www.allbest.ru/
Hitrost svetlobe in metode za njeno določanje
Načrtujte
Uvod
1. Astronomske metode za merjenje hitrosti svetlobe
1.1 Roemerjeva metoda
1.2 Metoda svetlobne aberacije
1.3 Prekinitvena metoda (Fisot metoda)
1.4 Metoda vrtljivega zrcala (Foucaultova metoda)
1.5 Michelsonova metoda
Uvod
Hitrost svetlobe je ena najpomembnejših fizikalnih konstant, ki jih imenujemo temeljne. Ta konstanta je še posebej pomembna tako v teoretični kot eksperimentalni fiziki in sorodnih vedah. Natančno vrednost svetlobne hitrosti je treba poznati pri radijski in svetlobni lokaciji, pri merjenju razdalje od Zemlje do drugih planetov, pri nadzoru satelitov in vesoljskih plovil. Določanje svetlobne hitrosti je najpomembnejše za optiko, zlasti za optiko gibljivih medijev, in za fiziko nasploh. Spoznajmo metode za določanje hitrosti svetlobe.
1. Astronomske metode za merjenje hitrosti svetlobe
1.1 Roemerjeva metoda
Prve meritve svetlobne hitrosti so temeljile na astronomskih opazovanjih. Zanesljivo vrednost hitrosti svetlobe, ki je blizu njeni sodobni vrednosti, je prvi dobil Römer leta 1676, ko je opazoval mrke satelitov planeta Jupiter.
Čas potovanja svetlobnega signala od nebesnega telesa do Zemlje je odvisen od razdalje L lokacijo luči. Pojav, ki se pojavi na nekem nebesnem telesu, opazimo z zamikom, ki je enak času prehoda svetlobe od zvezde do Zemlje:
Kje z je svetlobna hitrost.
Če opazimo kakršen koli periodični proces, ki se dogaja v sistemu, ki je oddaljen od Zemlje, potem na stalni razdalji med Zemljo in sistemom, prisotnost te zamude ne bo vplivala na obdobje opazovanega procesa. Če se Zemlja med obdobjem odmakne od sistema ali se mu približa, potem bo v prvem primeru konec obdobja zabeležen z večjo zamudo kot njen začetek, kar bo povzročilo navidezno povečanje obdobja. V drugem primeru bo, nasprotno, konec obdobja določen z manjšo zamudo kot njegov začetek, kar bo povzročilo navidezno zmanjšanje obdobja. V obeh primerih je navidezna sprememba periode enaka razmerju razlike v razdaljah med zemljo in sistemom na začetku in koncu periode ter svetlobno hitrostjo.
Zgoraj navedeni premisleki tvorijo osnovo Roemerjeve metode.
Roemer je opazoval satelit Io, katerega orbitalna doba je 42 ur 27 minut 33 sekund.
Ko se Zemlja giblje vzdolž segmenta orbite E 1 E 2 E 3 odmika se od Jupitra in opaziti je treba povečanje periode. Pri premikanju po območju E 3 E 4 E 1 opazovano obdobje bo krajše od pravega. Ker je sprememba v eni periodi majhna (približno 15 s), se učinek zazna šele z velikim številom opazovanj, izvedenih v daljšem časovnem obdobju. Če na primer opazujemo mrke pol leta, začenši od trenutka nasprotja Zemlje (točka E 1 ) do trenutka "povezave" (točka E 3 ), potem bo časovni interval med prvim in zadnjim mrkom za 1320 s daljši od teoretično izračunanega. Teoretični izračun obdobja mrka je bil izveden na točkah orbite blizu opozicije. Kjer se razdalja med Zemljo in Jupitrom s časom praktično ne spreminja.
Nastalo neskladje je mogoče pojasniti le z dejstvom, da se je Zemlja v pol leta premaknila s točke E 1 točno E 3 in na koncu polletja mora svetloba prehoditi pot, daljšo kot na začetku za dolžino segmenta E 1 E 3 enak premeru zemeljske orbite. Tako se kopičijo zamude, neopazne za posamezno obdobje, in tvorijo nastalo zamudo. Zaostanek, ki ga je določil Roemer, je bil 22 minut. Če predpostavimo, da je premer Zemljine orbite km, lahko dobimo vrednost 226.000 km/s za svetlobno hitrost.
Vrednost svetlobne hitrosti, določena na podlagi Römerjevih meritev, se je izkazala za manjšo od sodobne vrednosti. Kasneje so bila opravljena natančnejša opazovanja mrkov, pri katerih se je zakasnitev izkazala za 16,5 minute, kar ustreza svetlobni hitrosti 301.000 km/s.
1.2 Metoda svetlobne aberacije
merjenje hitrosti svetlobe astronomsko
Za zemeljskega opazovalca smer vidne črte na zvezdo ne bo enaka, če je ta smer določena v različnih obdobjih leta, torej glede na položaj Zemlje v njeni orbiti. Če je smer katere koli zvezde določena v polletnih intervalih, to je na položajih Zemlje na nasprotnih koncih premera Zemljine orbite, se kot med obema dobljenima smerema imenuje letna paralaksa (sl. .2). Bolj ko je zvezda oddaljena, manjši je njen paralaktični kot. Z merjenjem paralaktičnih kotov različnih zvezd lahko določimo oddaljenost teh zvezd od našega planeta.
Leta 1725-1728. Bradley James, angleški astronom, je izmeril letno paralakso zvezd stalnic. Med opazovanjem ene od zvezd v ozvezdju Zmaj je ugotovil, da se njen položaj skozi leto spreminja. V tem času je opisala majhen krog, katerega kotne dimenzije so bile enake 40,9 ". V splošnem primeru zvezda kot posledica orbitalnega gibanja Zemlje opisuje elipso, katere velika os ima enake kotne dimenzije. Pri zvezdah, ki ležijo v ravnini ekliptike, se elipsa degenerira v premico, pri zvezdah, ki ležijo blizu pola, pa v krog. (Ekliptika je velik krog nebesne sfere, po katerem poteka navidezno letno gibanje Sonca.)
Izkazalo se je, da je obseg premika, ki ga je izmeril Bradley, veliko večji od pričakovanega paralaktičnega premika. Bradley je ta pojav poimenoval svetlobna aberacija in ga pojasnil s končnostjo svetlobne hitrosti. V kratkem času, v katerem se svetloba, ki je padla na lečo teleskopa, širi od leče do okularja, se okular premakne za zelo majhen segment zaradi orbitalnega gibanja Zemlje (slika .3). Posledično se bo slika zvezde premaknila na segment A. Če teleskop ponovno usmerimo v zvezdo, ga bomo morali nekoliko nagniti v smeri gibanja Zemlje, da bo slika zvezde spet sovpadala s središčem nitnega križca v okularju.
Naj bo kot nagiba teleskopa b. Označimo čas, potreben, da svetloba preleti segment V, ki je enak razdalji od objektiva teleskopa do njegovega okularja, je enak f. Nato segment in
Iz Bradleyjevih meritev je bilo znano, da se pri dveh legah Zemlje, ki ležita na istem premeru orbite, zdi, da je zvezda premaknjena od pravega položaja za isti kot. Kot med tema smerema opazovanja, od koder lahko ob poznavanju hitrosti Zemlje v orbiti ugotovite hitrost svetlobe. Bradley prejel z= 306000 km/s.
Opozoriti je treba, da je pojav svetlobne aberacije povezan s spremembo smeri hitrosti Zemlje med letom. Razlaga tega pojava temelji na korpuskularnih konceptih svetlobe. Upoštevanje aberacije svetlobe s stališč valovne teorije je bolj zapleteno in je povezano z vprašanjem vpliva gibanja Zemlje na širjenje svetlobe.
Roemer in Bradley sta pokazala, da je svetlobna hitrost končna, čeprav je zelo pomembna. Za nadaljnji razvoj teorije svetlobe je bilo pomembno ugotoviti, od katerih parametrov je odvisna hitrost svetlobe in kako se spreminja pri prehodu svetlobe iz enega medija v drugega. Da bi to naredili, je bilo treba razviti metode za merjenje hitrosti svetlobe zemeljskih virov. Prvi poskusi tovrstnih poskusov so bili narejeni v začetku 19. stoletja.
1.3 Prekinitvena metoda (Fisot metoda)
Prvo eksperimentalno metodo za določanje hitrosti svetlobe iz zemeljskih virov je leta 1449 razvil francoski fizik Armand Hippolyte Louis Fizeau. Shema izkušenj je predstavljena na sl. .4.
Svetloba, ki se širi iz vira s, ki se delno odbija od prosojne plošče R in se usmeri k ogledalu M. Na poti žarka je svetlobni prekinjevalec - zobnik TO, katerega os oo" vzporedno z žarkom. Svetlobni žarki prehajajo skozi vrzeli med zobmi in se odbijajo od ogledala M in se pošljejo nazaj skozi zobnik in ploščo R opazovalcu.
Ko se kolo vrti počasi TO svetloba, ki je prešla skozi režo med zobmi, se uspe vrniti skozi isto režo in vstopi v oko opazovalca. V tistih trenutkih, ko pot žarkom prekriža zob, svetloba ne doseže opazovalca. Tako pri nizki kotni hitrosti opazovalec zazna utripajočo svetlobo. Če povečate hitrost vrtenja kolesa, potem pri določeni vrednosti svetloba, ki je šla skozi eno režo med zobmi, doseže ogledalo in se vrne nazaj, ne bo padla v isto režo d, vendar bo prekrit z zobom, ki je do tega trenutka zasedel položaj vrzeli d. Posledično pri kotni hitrosti svetloba sploh ne bo prišla v oko opazovalca iz nobene reže d, niti od vseh naslednjih (prvo zatemnitev). Če vzamemo število zob p, potem je čas vrtenja kolesa na drsniku enak
Čas, v katerem svetloba prepotuje razdaljo od kolesa do ogledala M in obratno
Kje l- oddaljenost kolesa od ogledala (podnožja). Če izenačimo ta dva časovna intervala, dobimo pogoj, pod katerim pride do prve potemnitve:
Kako lahko določite hitrost svetlobe?
kjer je število vrtljajev na sekundo.
V namestitvi Fizeau je bila osnova 8,63 km, število zob v kolesu 720, prvo zatemnitev pa se je pojavila pri frekvenci 12,6 vrt / min. Če podvojimo hitrost kolesa, potem opazimo osvetljeno vidno polje, pri trojni hitrosti vrtenja se ponovno pojavi zatemnitev itd. Vrednost svetlobne hitrosti, ki jo je izračunal Fizeau, je 313.300 km/s.
Glavna težava takih meritev je natančna določitev trenutka zatemnitve. Natančnost se izboljšuje z večanjem baze in pri stopnjah prekinitev, ki omogočajo opazovanje zatemnitev višjega reda. Tako je Perrotin leta 1902 izvedel meritve z osnovno dolžino 46 km in dobil vrednost hitrosti svetlobe 29987050 km / s. Delo je potekalo na izjemno čistem morskem zraku z visokokakovostno optiko.
Namesto vrtljivega kolesa je mogoče uporabiti druge naprednejše metode prekinitve svetlobe, kot je Kerrova celica, s katero lahko svetlobni žarek prekinemo 107-krat na sekundo. V tem primeru lahko bistveno zmanjšate osnovo. Tako je bila v Andersonovi postavitvi (1941) s Kerrovo celico in fotoelektričnim zapisom osnova le 3 m. Dobil je vrednost z= 29977614 km/s.
1.4 Metoda vrtljivega zrcala (Foucaultova metoda)
Metodo za določanje hitrosti svetlobe, ki jo je leta 1862 razvil Foucault, lahko pripišemo prvim laboratorijskim metodam. Foucault je to metodo uporabil za merjenje hitrosti svetlobe v medijih, za katere je lomni količnik n>1 .
Shema Foucaultove namestitve je prikazana na sl. 5.
svetloba iz vira S prehaja skozi prosojno ploščo R, leča L in pade na ravno ogledalo M1, ki se lahko vrti okoli lastne osi O pravokotno na risalno ravnino. Po odsevu od ogledala M1 žarek svetlobe je usmerjen v fiksno konkavno zrcalo M 2, ki se nahaja tako, da ta žarek vedno pade pravokotno na njegovo površino in se odbija po isti poti do zrcala M1 . Če ogledalo M1 nepremično, potem se bo žarek, ki se odbije od njega, vrnil po prvotni poti do plošče R, ki delno odraža, iz katerega bo dala podobo vira S na točki S1 .
Ko se ogledalo vrti M1 za čas, ko svetloba potuje 2 l med obema ogledaloma in se vrne nazaj (), zrcalo, ki se vrti s kotno hitrostjo M1 zaviti za vogal
in zavzemite položaj, prikazan na sl. .5 črtkano. Žarek, ki se odbije od zrcala glede na prvotnega, se bo zasukal za kot in bo dal sliko vira v točki S2 . Z merjenjem razdalje S1 S2 in če poznate geometrijo namestitve, lahko določite kot in izračunate hitrost svetlobe:
Tako je bistvo Foucaultove metode natančno merjenje časa, ki je potreben, da svetloba prepotuje razdaljo 2 l. Ta čas je ocenjen s kotom zasuka zrcala M1 , katerega hitrost vrtenja je znana. Kot zasuka se določi na podlagi meritev pomikov S1 S2 . V Foucaultovih poskusih je bila vrtilna hitrost 800 vrt/min, osnovna l spremenjen s 4 na 20 km. vrednost je bila najdena z= 298000500 km/s.
Foucault je prvi izmeril svetlobno hitrost v vodi. S postavitvijo cevi, napolnjene z vodo med zrcali, je Foucault ugotovil, da se je strižni kot povečal za faktor *, posledično pa se je hitrost svetlobe v vodi, izračunana po zgornji formuli, izkazala za (3/4) z. Indeks loma svetlobe v vodi, izračunan po formulah valovne teorije, se je izkazal za enakega, kar je popolnoma skladno s Snellovim zakonom. Tako je bila na podlagi rezultatov tega poskusa potrjena veljavnost valovne teorije svetlobe in končan stoletje in pol dolg spor v njen prid.
1.5 Michelsonova metoda
Leta 1926 je bila postavljena Michelsonova instalacija med dvema gorskima vrhovoma, tako da je razdalja, ki jo prepotuje žarek od izvora do svoje slike po odbojih od prve ploskve oktaedrske zrcalne prizme, zrcala M 2 - M 7 in peta stena, je bila približno 35,4 km. Hitrost vrtenja prizme (približno 528 rpm) je bila izbrana tako, da se je imela prizma med širjenjem svetlobe od prve ploskve do pete ploskve čas, da se zavrti za 1/8 obrata. Možni premik zajca pri nenatančno izbrani hitrosti je igral vlogo spremembe. Hitrost svetlobe, določena v tem poskusu, je bila 2997964 km/s.
Med drugimi metodami omenimo meritev svetlobne hitrosti, opravljeno leta 1972 z neodvisnim določanjem valovne dolžine in frekvence svetlobe. Vir svetlobe je bil helij-neonski laser, ki je generiral sevanje 3,39 μm. V tem primeru smo valovno dolžino izmerili z interferometrično primerjavo s standardom dolžine oranžnega sevanja kriptona, frekvenco pa z radiotehničnimi metodami. hitrost svetlobe
določena s to metodo je bila 299792,45620,001 km/s. Avtorji metode verjamejo, da je mogoče doseženo natančnost izboljšati z izboljšanjem ponovljivosti meritev dolžinskih in časovnih etalonov.
Na koncu omenimo, da se pri določanju hitrosti svetlobe meri skupinska hitrost in, ki sovpada s fazno vrednostjo samo za vakuum.
Gostuje na Allbest.ru
Podobni dokumenti
Delitev štiridimenzionalnega prostora na fizični čas in tridimenzionalni prostor. Konstantnost in izotropnost svetlobne hitrosti, definicija simultanosti. Izračun Sagnacovega učinka ob predpostavki anizotropije svetlobne hitrosti. Raziskovanje lastnosti parametra NUT.
članek, dodan 22.6.2015
Vidno sevanje in prenos toplote. Naravni, umetni luminescentni in toplotni viri svetlobe. Odboj in lom svetlobe. Senca, penumbra in svetlobni žarek. Lunin in sončni mrk. Absorpcija energije s telesi. Sprememba hitrosti svetlobe.
predstavitev, dodana 27.12.2011
Transformacija svetlobe, ko pade na mejo dveh medijev: odboj (sipanje), prenos (lom), absorpcija. Dejavniki spremembe hitrosti svetlobe v snoveh. Manifestacije polarizacije in interference svetlobe. jakost odbite svetlobe.
predstavitev, dodana 26.10.2013
Razvoj idej o prostoru in času. paradigma znanstvene fantastike. Načelo relativnosti in ohranitveni zakoni. Absolutnost svetlobne hitrosti. Paradoks zaprtih svetovnih linij. Upočasnitev poteka časa glede na hitrost gibanja.
povzetek, dodan 05/10/2009
Koncept disperzije svetlobe. Normalne in nenormalne disperzije. Klasična teorija disperzije. Odvisnost fazne hitrosti svetlobnih valov od njihove frekvence. Razgradnja bele svetlobe z uklonsko mrežico. Razlike v uklonskih in prizmatičnih spektrih.
predstavitev, dodana 3.2.2016
Naprava fotometrične glave. Svetlobni tok in moč svetlobnega vira. Določitev jakosti svetlobe, svetlosti. Načelo fotometrije. Primerjava osvetlitve dveh površin, ki jo ustvarjata proučevana svetlobna vira.
laboratorijske vaje, dodano 3.7.2007
Osnovni principi geometrijske optike. Preučevanje zakonov širjenja svetlobne energije v prozornih medijih na podlagi koncepta svetlobnega žarka. Astronomske in laboratorijske metode za merjenje hitrosti svetlobe, upoštevanje zakonov njenega loma.
predstavitev, dodana 05.07.2012
Spektralne meritve jakosti svetlobe. Raziskava sipanja svetlobe v magnetnih koloidih kobaltovega ferita in magnetita v kerozinu. Krivulje padanja intenzitete razpršene svetlobe s časom po izklopu električnega in magnetnega polja.
članek, dodan 19.03.2007
Teoretične osnove optično-elektronskih naprav. Kemijsko delovanje svetlobe. Fotoelektrični, magnetnooptični, elektrooptični učinki svetlobe in njihova uporaba. Comptonov učinek. Ramanov učinek. Rahel pritisk. Kemijsko delovanje svetlobe in njena narava.
povzetek, dodan 02.11.2008
Valovna teorija svetlobe in Huygensov princip. Pojav svetlobne interference kot prostorske prerazporeditve svetlobne energije pri superponiranju svetlobnih valov. Koherenčni in monokromatski svetlobni tokovi. Valovne lastnosti svetlobe in pojem valovnega vlaka.
Z eksperimentalnim odkritjem korpuskularnih lastnosti in manifestacij svetlobe (fotoelektrični učinek, Comptonov učinek in drugi pojavi) sta M. Planck in A. Einstein razvila kvantno naravo svetlobe, v kateri ima svetloba valovne in korpuskularne lastnosti. - tako imenovana korpuskularno - valovna dvojnost. (Max Karl Ernst Ludwig Planck - nemški teoretični fizik, 1858-1947, Nobelova nagrada leta 1918 za odkritje zakonov sevanja, Arthur Hoti Compton, ameriški fizik, 1892-1962, Nobelova nagrada leta 1927 za učinek, poimenovan po njem) .
Uvod 3
1. Poskusi za določanje hitrosti svetlobe. 4
1.1. Prve izkušnje. 4
1.1.1. Galilejeva izkušnja. 4
1.2 Astronomske metode za določanje hitrosti svetlobe. 4
1.2.1. Mrk Jupitrove lune Io. 4
1.2.2. aberacija svetlobe. 6
1.3. Laboratorijske metode za merjenje hitrosti svetlobe. 7
1.3.1. Metoda sinhronega odkrivanja. 7
1.4. Poskusi širjenja svetlobe v mediju. 9
1.4.1. Izkušnje Armanda Fizeauja. 9
1.4.3. Poskusi A. Michelsona in Michelsona - Morleyja. 12
1.4.4 Izboljšanje Michelsonove izkušnje. 13
2. Največja svetlobna hitrost. 14
2.1. Žalostna izkušnja. 14
2.2. Bertozzijeva izkušnja. 15
3. Hitrost svetlobe v snovi. 17
4. Tahioni. Delci, ki se gibljejo s hitrostjo, večjo od svetlobne hitrosti. 17
4.1. imaginarne mase. 17
4.2. Pospeševanje namesto upočasnjevanja. 18
5. Superluminalna hitrost. 20
Sklep 22
Reference 23
Delo vsebuje 1 datoteko
Tečajna naloga na temo:
"Hitrost svetlobe in metode za njeno določanje"
Uvod 3
1. Poskusi za določanje hitrosti svetlobe. 4
1.1. Prve izkušnje. 4
1.1.1. Galilejeva izkušnja. 4
1.2 Astronomske metode za določanje hitrosti svetlobe. 4
1.2.1. Mrk Jupitrove lune Io. 4
1.2.2. aberacija svetlobe. 6
1.3. Laboratorijske metode za merjenje hitrosti svetlobe. 7
1.3.1. Metoda sinhronega odkrivanja. 7
1.4. Poskusi širjenja svetlobe v mediju. 9
1.4.1. Izkušnje Armanda Fizeauja. 9
1.4.2. Foucaultovo izboljšanje. 10
1.4.3. Poskusi A. Michelsona in Michelsona - Morleyja. 12
1.4.4 Izboljšanje Michelsonove izkušnje. 13
2. Največja svetlobna hitrost. 14
2.1. Žalostna izkušnja. 14
2.2. Bertozzijeva izkušnja. 15
3. Hitrost svetlobe v snovi. 17
4. Tahioni. Delci, ki se gibljejo s hitrostjo, večjo od svetlobne hitrosti. 17
4.1. imaginarne mase. 17
4.2. Pospeševanje namesto upočasnjevanja. 18
4.3. negativne energije. 19
5. Superluminalna hitrost. 20
Sklep 22
Reference 23
Uvod
O naravi svetlobe se razpravlja že od antičnih časov. Starodavni misleci so verjeli, da je svetloba odtok "atomov" iz predmetov v oči opazovalca (Pitagora - okoli 580 - 500 let pr. n. št.). Hkrati je bila določena naravnost širjenja svetlobe, verjelo se je, da se širi pri zelo visokih hitrostih, skoraj v trenutku. V XVI-XVII stoletju so R. Descartes (Rene Descartes, francoski fizik, 1596-1650), R. Hooke (Robert Hooke, angleški fizik, 1635-1703), X. Huygens (Christian Huygens, nizozemski fizik, 1629-1695). ) je izhajal iz dejstva, da je širjenje svetlobe širjenje valov v mediju. Isaac Newton (Isaac Newton, angleški fizik, 1643 - 1727) je predstavil korpuskularno naravo svetlobe, tj. je verjel, da je svetloba sevanje določenih delcev s telesi in njihova porazdelitev v prostoru.
Leta 1801 je T. Jung (Thomas Jung, angleški fizik, 1773-1829) opazoval interferenco svetlobe, kar je privedlo do razvoja poskusov s svetlobo na interferenci in uklonu. In leta 1818 O.Zh. Fresnel (Augustin Jean Fresnel, francoski fizik, 1788-182 7) je oživil valovno teorijo širjenja svetlobe. D.K. Maxwell je po ugotovitvi splošnih zakonov elektromagnetnega polja prišel do zaključka, da je svetloba elektromagnetno valovanje. Nadalje je bila postavljena hipoteza o "svetovnem etru", da je svetloba širjenje elektromagnetnega valovanja v mediju - "etru". Slavne poskuse za preizkušanje obstoja svetovnega etra je izvedel A.A. Michelson in E.W. Morley (1837-1923) in glede na vnos svetlobe z gibljivim medijem - A.I. Fizeau. (Albert Abraham Michelson, ameriški fizik, 1852-1931, Nobelova nagrada leta 1907 za ustvarjanje natančnih instrumentov ter spektroskopske in meroslovne študije, izvedene z njihovo pomočjo; Armand Hippolyte Louis Fizeau, francoski fizik, 1819-1896). Posledično se je pokazalo, da svetovni eter (vsaj v smislu, kot so takrat verjeli fiziki - nek absolutni nepremični medij) ne obstaja.
Z eksperimentalnim odkritjem korpuskularnih lastnosti in manifestacij svetlobe (fotoelektrični učinek, Comptonov učinek in drugi pojavi) sta M. Planck in A. Einstein razvila kvantno naravo svetlobe, v kateri ima svetloba valovne in korpuskularne lastnosti. - tako imenovani korpuskularno - valovni dualizem. (Max Karl Ernst Ludwig Planck - nemški teoretični fizik, 1858-1947, Nobelova nagrada leta 1918 za odkritje zakonov sevanja, Arthur Hoti Compton, ameriški fizik, 1892-1962, Nobelova nagrada leta 1927 za učinek, poimenovan po njem) .
Na različne načine so poskušali izmeriti tudi hitrost svetlobe, tako v naravnih kot laboratorijskih pogojih.
1. Poskusi za določanje hitrosti svetlobe.
1.1. Prve izkušnje.
1.1.1. Galilejeva izkušnja.
Prvi, ki je poskušal eksperimentalno izmeriti hitrost svetlobe, je bil Italijan Galileo Galilei. Poskus je bil sestavljen iz naslednjega: dve osebi, ki sta stali na vrhovih hribov na razdalji nekaj kilometrov drug od drugega, sta dajali signale s pomočjo luči, opremljenih s polkni. To izkušnjo, ki so jo kasneje izvedli znanstveniki Florentinske akademije, je izrazil v svojem delu "Pogovori in matematični dokazi o dveh novih vejah znanosti, povezanih z mehaniko in lokalnim gibanjem" (objavljeno v Leidnu leta 1638).
Po poskusu je Galileo ugotovil, da se svetlobna hitrost širi v trenutku, in če ne v trenutku, pa z izjemno veliko hitrostjo.
Sredstva, ki so bila takrat na voljo Galileju, seveda niso omogočala tako preproste rešitve tega problema in tega se je popolnoma zavedal.
1.2 Astronomske metode za določanje hitrosti svetlobe.
1.2.1. Mrk Jupitrove lune Io.
V REDU. Remer (1676, Ole Christensen Remer, nizozemski astronom, 1644-1710) je opazoval mrk Jupitrovega satelita (J) - Io, ki ga je leta 1610 odkril Galileo (odkril je tudi še 3 Jupitrove satelite). Polmer orbite satelita Io okoli Jupitra je 421600 km, premer satelita je 3470 km (glej sl. 2.1 in 2.2). Čas mrka je bil = 1,77 dni = 152928 s. V REDU. Roemer je opazil kršitev periodičnosti mrkov, Roemer pa je ta pojav povezal s končno hitrostjo širjenja svetlobe. Polmer Jupitrove orbite okoli Sonca Rj je veliko večji od polmera Zemljine orbite Rz, revolucijska doba pa je približno enaka 12 letom. To pomeni, da se bo Jupiter med polovičnim obratom Zemlje (pol leta) gibal po orbiti za določeno razdaljo in, če določimo čas prihoda svetlobnega signala od trenutka, ko se Io pojavi iz Jupitrove sence, potem mora svetloba prepotovati večjo razdaljo do Zemlje v primeru 2 kot v primeru 1 (glej sliko 2.2). Naj bo trenutek v času, ko Io zapusti senco Jupitra glede na uro na Zemlji, in naj bo pravi trenutek v času, ko se to zgodi. Potem imamo:
kje je razdalja, ki jo svetloba prepotuje do Zemlje. V naslednjem izhodu Io imamo podobno:
kje je nova razdalja, ki jo svetloba prepotuje do Zemlje. Pravo obdobje Iove revolucije okoli Jupitra je določeno s časovno razliko:
Seveda je za eno časovno obdobje, ko se zgodi en mrk, te čase težko z veliko natančnostjo določiti. Zato je bolj priročno izvajati opazovanja pol leta, ko se razdalja do Zemlje spremeni za največjo vrednost. V tem primeru lahko pravo obdobje mrka opredelimo kot povprečno vrednost za pol leta ali leto. Po tem je mogoče določiti hitrost svetlobe po dveh zaporednih meritvah časa Iovega izhoda iz sence:
Vrednosti so ugotovljene iz astronomskih izračunov. Vendar se med enim mrkom ta razdalja malo spremeni. Bolj priročno je meriti pol leta (ko se Zemlja premakne na drugo stran svoje orbite) in dobiti popolni čas mrka:
kjer je n število mrkov v teh šestih mesecih. Vsi drugi vmesni časi širjenja svetlobe do Zemlje so se skrajšali, saj se razdalja med enim mrkom le malo spreminja. Iz tega je Roemer dobil svetlobno hitrost c = 214.300 km/s.
1.2.2. aberacija svetlobe.
V astronomiji je aberacija sprememba navidezne lege zvezde na nebesni sferi, to je odstopanje navidezne smeri na zvezdo od prave, ki jo povzroči končnost svetlobne hitrosti in gibanje zvezde. opazovalec. Dnevna aberacija je posledica vrtenja zemlje; letno - revolucija Zemlje okoli Sonca;
sekularno - gibanje sončnega sistema v vesolju.
riž. Aberacija zvezdne svetlobe.
Da bi razumeli ta pojav, lahko potegnemo preprosto analogijo. Dežne kaplje, ki padajo navpično v mirnem vremenu, pustijo poševno sled na stranskem oknu premikajočega se avtomobila.
Zaradi aberacije svetlobe se navidezna smer zvezde razlikuje od prave za kot, ki ga imenujemo aberacijski kot. Iz slike je razvidno, da
kjer je komponenta Zemljine hitrosti, pravokotna na smer proti zvezdi.
V praksi se pojav aberacije (letne) opazi na naslednji način. Med vsakim opazovanjem je os teleskopa enako usmerjena v vesolje glede na zvezdno nebo, slika zvezde pa je fiksirana v goriščni ravnini teleskopa. Ta slika opisuje elipso za eno leto. Če poznamo parametre elipse in druge podatke, ki ustrezajo geometriji eksperimenta, je mogoče izračunati hitrost svetlobe. Leta 1727 je J. Bradley iz astronomskih opazovanj našel 2 * \u003d 40,9 "in prejel
s = 303000 km/s.
1.3. Laboratorijske metode za merjenje hitrosti svetlobe.
1.3.1. Metoda sinhronega odkrivanja.
Za merjenje hitrosti svetlobe je Armand Fizeau (1849) uporabil metodo sinhrone detekcije. Uporabil je hitro vrteči se disk z N zobmi (slika 2.3), ki so neprozorni sektorji. Med temi sektorji (zobci) je svetloba prehajala od vira do zrcala in nazaj do opazovalca. V tem primeru je kot med srednjima točkama sektorjev enak
Kotna hitrost vrtenja je bila izbrana tako, da je svetloba po odboju od zrcala za diskom pri prehodu skozi sosednjo luknjo vstopila v oko opazovalca. Med gibanjem svetlobe od diska do ogledala in nazaj:
rotacija diska tvori kot
Če poznamo razdaljo L, kotno hitrost diska ω in kot △φ, pod katerim se pojavi svetloba, lahko dobimo svetlobno hitrost. Fizeau je dobil vrednost hitrosti c=(315300500) km/s. Približno z istimi metodami so eksperimentatorji dobili natančnejšo vrednost hitrosti svetlobe c = (298000500) km/s (1862), nato pa c=(2997964) km/s (A. Michelson leta 1927 in 1932). Kasneje je Bergstrand dobil - c=(299793.10.3) km/s.
Tukaj opazimo eno najbolj natančnih metod za merjenje hitrosti svetlobe - metodo resonatorja votline, katere glavna ideja je nastanek stoječega svetlobnega vala in izračun števila pol valov vzdolž dolžina resonatorja. Glavna razmerja med svetlobno hitrostjo c, valovno dolžino λ, periodo T in frekvenco ν so:
Tu je uvedena tudi krožna frekvenca, ki ni nič drugega kot kotna vrtilna hitrost ω amplitude, če nihanje predstavimo kot projekcijo vrtilnega gibanja na os. V primeru nastanka svetlobnega stoječega valovanja se po dolžini resonatorja prilega celo število polvalov. Z iskanjem te številke in uporabo razmerij (*) lahko določite hitrost svetlobe.
Nedavni napredek (1978) je dal naslednjo vrednost za svetlobno hitrost c=299792,458 km/s = (299792458 1,2) m/s.
1.4. Poskusi širjenja svetlobe v mediju.
1.4.1. Izkušnje Armanda Fizeauja.
Izkušnje Armanda Fizeauja (1851). Fizeau je obravnaval širjenje svetlobe v gibljivem mediju. Da bi to naredil, je spustil svetlobni žarek skozi stoječo in tekočo vodo in s pomočjo pojava svetlobne interference primerjal interferenčne vzorce, z analizo katerih je bilo mogoče oceniti spremembo hitrosti širjenja svetlobe (glej sliko 2.4) . Dva žarka svetlobe, ki se odbijeta od prosojnega zrcala (žarek 1) in gresta mimo njega (žarek 2), preideta dvakrat skozi cev z vodo in nato ustvarita interferenčni vzorec na zaslonu. Najprej merjeno v stoječi vodi, nato pa v tekoči vodi pri hitrosti V.
V tem primeru se en žarek (1) premika s tokom, drugi (2) pa proti toku vode. Pride do premika interferenčnih robov zaradi spremembe razlike v poti obeh žarkov. Izmeri se razlika v poti žarkov in iz nje ugotovi sprememba hitrosti širjenja svetlobe. Hitrost svetlobe v mirujočem mediju ĉ je odvisna od lomnega količnika medija n:
Po Galilejevem načelu relativnosti naj bi bila za opazovalca, glede na katerega se giblje svetloba v mediju, hitrost enaka:
Fizeau je eksperimentalno ugotovil, da obstaja koeficient za hitrost vode V, zato je formula naslednja:
kjer je * koeficient upora svetlobe zaradi gibljivega medija:
Tako je eksperiment Fizeau pokazal, da klasično pravilo za dodajanje hitrosti ni uporabno, ko se svetloba širi v gibljivem mediju, tj. svetlobo le delno potegne gibljivi medij. Fizeaujeve izkušnje so imele pomembno vlogo pri konstruiranju elektrodinamike gibljivih medijev.
Služila je kot utemeljitev za SRT, kjer koeficient * dobimo iz zakona seštevanja hitrosti (če se omejimo na prvi red natančnosti glede na majhno vrednost ν/c). Sklep, ki izhaja iz te izkušnje, je, da klasične (Galilejeve) transformacije niso uporabne za širjenje svetlobe.
1.4.2. Foucaultovo izboljšanje.
Ko je Fizeau objavil rezultat svoje meritve, so znanstveniki podvomili o veljavnosti te gromozanske številke, po kateri svetloba potuje od Sonca do Zemlje v 8 minutah in lahko obkroži Zemljo v osmini sekunde. Zdelo se je neverjetno, da lahko človek s tako primitivnimi instrumenti izmeri tako velikansko hitrost. Svetloba prepotuje več kot osem kilometrov med Fizeaujevimi ogledali v 1/36.000 sekunde? Nemogoče, so rekli mnogi. Vendar je bil Fizeaujev lik zelo blizu Römerjevemu. Težko bi šlo za zgolj naključje.
Trinajst let pozneje, ko so skeptiki še dvomili in ironizirali, je Jean Bernard Léon Foucault, sin pariškega založnika, ki se je nekoč pripravljal na poklic zdravnika, svetlobno hitrost določil nekoliko drugače. S Fizeaujem je sodeloval več let in veliko razmišljal o tem, kako izboljšati svoje izkušnje. Namesto zobnika je Foucault uporabil vrtljivo ogledalo.
riž. 3. Foucaultova instalacija.
Po nekaj izboljšavah je Michelson s to napravo določil hitrost svetlobe. Pri tej napravi je zobnik nadomeščen z vrtečim se ravnim zrcalom C. Če zrcalo C miruje ali se vrti zelo počasi, se svetloba odbija od prosojnega zrcala B v smeri, ki jo označuje polna črta. Ko se ogledalo hitro vrti, se odbiti žarek premakne v položaj, označen s pikčasto črto. S pogledom skozi okular je lahko opazovalec izmeril premik žarka. Ta meritev mu je dala dvakratno vrednost kota α, tj. kot vrtenja zrcala v času, ko je svetlobni žarek potoval od C do konkavnega zrcala A in nazaj v C. Poznavanje hitrosti vrtenja zrcala C, razdalje od A do C in kota vrtenja zrcala C v tem času je bilo mogoče izračunati hitrost svetlobe.
