光速测量(6页).doc

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1、-第 1 页光速测量。-第 2 页人类最早对于光速的测量始于伽利略。最早光速的准确数值是通过观测木星对其卫星的掩食测量的。还有转动齿轮法、转镜法、克尔盒法、变频闪光法等光速测量方法。1983 年，光速取代了保存在巴黎国际计量局的铂制米原器被选作定义“米”的标准，并且约定光速严格等于 299,792,458 米/秒，此数值与当时的米的定义和秒的定义一致。后来，随着实验精度的不断提高，光速的数值有所改变，米被定义为 1/299,792,458 秒内光通过的路程。根据现代物理学，所有电磁波，包括可见光，在真空中的速度是常数，即是光速。强相互作用、电磁作用、弱相互作用传播的速度都是光速，根据广义相对论

2、，万有引力传播的速度也是光速，且已于 2003 年得以证实。根据电磁学的定律，发放电磁波的物件的速度不会影响电磁波的速度。结合相对性原则，观察者的参考坐标和发放光波的物件的速度不会影响被测量的光速，但会影响波长而产生红移、蓝移。这是狭义相对论的基础。相对论探讨的是光速而不是光，就算光被稍微减慢，也不会影响狭义相对论。丹麦天文学家罗默从地球观测木卫一的掩蔽来测量光速。1676 年奥勒罗默使用望远镜研究木星的卫星艾欧的运动，第一次定量的估计出光速。艾欧的公转轨道可以用来计算时间，因为它会规律的进入木星的阴影中一段时间（图中的 C 至 D）。罗默观测到当地球在最接近木星时（H 点），艾欧的公转周期是

3、 42.5 小时，当地球远离木星时（从 L 至 K），艾欧从阴影中出现的时间会比预测的越来越晚，很明显的是因为木星与地球的距离增加，使得信号要花更多的时间传递。光要通过行星之间增加的距离，使得计时的信号在第一次和下一次之间因而延长了额外的时间。当地球向木星接近时（从 F 到 G），情形则正好相反。罗默观测到艾欧在接近的 40个轨道周期中周期比远离的 40 个轨道周期缩短了 22 分钟。以这些观测为基础，罗默认为在80 个轨道周期中光线要多花费 22 分钟行走艾欧与地球之间增加的距离。这意味着从 L 至 K和 F 至 G，地球经历了 80 个艾欧轨道周期（42.5 小时）的时间，光线只要花 22

4、 分钟。这对应于一个地球在轨道上绕着太阳运动和光速之间的一个比例（如右图）。意味着光速是地球的轨道速度的 9,300 倍，与现在的数值 10,100 倍比较，相差无几。在当时，天文单位的估计数值是大约 1 亿 4 千万公里。克里斯蒂安惠更斯结合了天文单位和罗默的时间估计，每分钟的光速是地球直径的 1,000 倍，他似乎误解了罗默 22 分钟的意思，以为是横越地球轨道所花费的时间。这相当于每秒 220,000 公里（136,000 英里），比现在采用的数值低了 26%，但仍比当时使用其他已知的物理方法测得的数值为佳。艾萨克牛顿也接受光速是有限的观念，在他 1704 年出版的书光学中，他提出光每秒

5、钟可以横越地球 16.6 次（相当于 210,000 公里/秒，比正确值低了 30%）。这似乎是他自己的推断（不能确知他是否有引用或参考罗默的数据）。罗默随后依据同样的原理观察木星表面上的斑点在自转周期上的变化，也观察其他三颗伽利略卫星的相同现象。但是因为这种观测是很困难的，因而日后被其他的方法所取代。.即使如此，靠著这些观测，光速是有限的仍不能被大众满意的接受（著名的有吉恩多米尼克卡西尼），直到在詹姆斯布雷德里（1728）的观测之后，光速是无限的想法才被扬弃。布雷德里推论若光速是有限的，则因为地球的轨道速度，会使抵达地球的星光有一个微小角度的偏折，这就是所谓的光行差，他的大小只有 1/200

6、 度。布雷德里计算的光速为 298,000 公里/秒（185,000 英里/秒），这与现在的数值只有不到1%的差异。光行差的效应在19世纪已经被充分的研究，最著名的学者是瓦西里雅可夫列维奇斯特鲁维和 de:Magnus Nyrn。1849 年，法国物理学家 A.H.L.菲佐用旋转齿轮法首次在地面实验室中成功地进行了光速测量，最早的结果为c=315000千米/秒。1862年，法国实验物理学家 J.-B.-L.傅科根据 D.F.J.阿拉戈的设想用旋转镜法测得光速为c=(298000500)千米/秒。19 世纪中叶 J.C.麦克斯韦建立了电磁场理论，他根据电磁波动方程曾指出，电磁波在真空中的传播速度

7、等于静电单位电量与电磁单位电量的比值，只要在实验上分别用这两种单位测量同一电量(或电流)，就可算出电磁波的波速。1856 年，R.科尔劳施和 W.韦伯完成了有关测量，麦克斯韦根据他们的数据计算出电磁波在真空中的波速值为-第 3 页3.1074105 千米/秒，此值与菲佐的结果十分接近，这对人们确认光是电磁波起过很大作用。1926 年，美国物理学家 A.A.迈克耳孙改进了傅科的实验，测得 c=(2997964)千米/秒，他于1929 年在真空中重做了此实验，测得 c=299774 千米/秒。后来有人用光开关(克尔盒)代替齿轮转动以改进菲佐的实验，其精度比旋转镜法提高了两个数量级。1952 年，英

8、国实验物理学家 K.D.费罗姆用微波干涉仪法测量光速，得 c=(299792.500.10)千米/秒。此值于 1957 年被推荐为国际推荐值使用，直至 1973 年。1972 年，美国的 K.M.埃文森等人直接测量激光频率和真空中的波长，按公式 c=算得 c=(2997924581.2)米/秒。1975 年第 15 届国际计量大会确认上述光速值作为国际推荐值使用。1983 年 17 届国际计量大会通过了米的新定义，在这定义中光速 c=299792458 米/秒为规定值，而长度单位米由这个规定值定义。既然真空中的光速已成为定义值，以后就不需对光速进行任何测量了。其他方法1849 年，斐索用旋转齿

9、轮法求得 c=3.15310 m/s。他是第一位用实验方法，测定地面光速的实验者。实验方法大致如下：光从半镀银面反射后，经高速旋转的齿轮投向反射镜，再沿原路返回。如果齿轮转过一齿所需的时间，正好与光往返的时间相等，就可透过半镀银面观测到光，从而根据齿轮的转速计算出光速。1862 年，傅科用旋转镜法测空气中的光速，原理和斐索的旋转齿轮法大同小异，他的结果是 c=2.98 10 m/s。第三位在地面上测到光速的是考尔纽（M.A.Cornu）。1874 年他改进了斐索的旋转齿轮法，得c=2.9999 10 m/s。阿尔伯特迈克耳孙改进了傅科的旋转镜法，多次测量光速。1879年，得 c=(2.9991

10、00.00050)10 m/s；1882 年得 c=(2.998530.00060)10 m/s。后来，他综合旋转镜法和旋转齿轮法的特点，发展了旋转棱镜法，19241927 年间，得 c=(2.997960.00004)10 m/s。迈克耳逊在推算真空中的光速时，应该用空气的群速折射率，可是他用的却是空气的相速折射率。这一错误在 1929 年被伯奇发觉，经改正后，1926年的结果应为 c=(2.997980.00004)10 m/s=2997984 km/s。后来，由于电子学的发展，用克尔盒、谐振腔、光电测距仪等方法，光速的测定，比直接用光学方法又提高了一个数量级。60 年代雷射器发明，运用稳

11、频雷射器，可以大大降低光速测量的不确定度。1973 年达 0.004 ppm，终于在 1983 年第十七届国际计量大会上作出决定，将真空中的光速定为精确值。近代测量真空中光速的简表：年代主持人方式光速（km/s）不确定度（km/s）1907Rosa、DorseyEsu/emu*299784151928Karolus 等克尔盒299786151947Essen 等谐振腔29979241949Aslakson雷达299792.42.41951Bergstand光电测距仪299793.10.261954Froome微波干涉仪299792.750.31964Rank 等带光谱299792.80.419

12、72Bay 等稳频氦氖雷射器299792.4620.0181973平差299792.45800.00121974Blaney稳频 CO2雷射器299792.45900.00061976Woods 等299792.45880.00021980Baird 等稳频氦氖雷射器299792.45810.0019-第 4 页1983国际协议（规定）299792.458（精确值）（注：esu 即 electrostatic units 的缩写；emu 为 electromagnetic units 的缩写。）以下为各测量方法详细介绍：天文学方法天文学方法17世纪前人们以为光速为无限大，意大利物理学家 G.伽

13、利略曾对此提出怀疑，并试图通过实验来检验，但因过于粗糙而未获成功。1676年，丹麦天文学家 O.C.罗默利用木星卫星的星蚀时间变化证实光是以有限速度传播的。1727年，英国天文学家 J.布拉得雷利用恒星光行差现象估算出光速值为 c=303000千米/秒。罗默的卫星蚀法的卫星蚀法光速的测量，首先在天文学上获得成功，这是因为宇宙广阔的空间提供了测量光速所需要的足够大的距离早在1676年丹麦天文学家罗默（16441710）首先测量了光速由于任何周期性的变化过程都可当作时钟，他成功地找到了离观察者非常遥远而相当准确的“时钟”，罗默在观察时所用的是木星每隔一定周期所出现的一次卫星蚀他在观察时注意到：连续

14、两次卫星蚀相隔的时间，当地球背离木星运动时，要比地球迎向木星运动时要长一些，他用光的传播速度是有限的来解释这个现象光从木星发出（实际上是木星的卫星发出），当地球离开木星运动时，光必须追上地球，因而从地面上观察木星的两次卫星蚀相隔的时间，要比实际相隔的时间长一些；当地球迎向木星运动时，这个时间就短一些因为卫星绕木星的周期不大（约为1.75天），所以上述时间差数，在最合适的时间（上图中地球运行到轨道上的 A 和 A两点时）不致超过15秒（地球的公转轨道速度约为30千米/秒）因此，为了取得可靠的结果，当时的观察曾在整年中连续地进行罗默通过观察从卫星蚀的时间变化和地球轨道直径求出了光速由于当时只知道地

15、球轨道半径的近似值，故求出的光速只有214300km/s这个光速值尽管离光速的准确值相差甚远，但它却是测定光速历史上的第一个记录后来人们用照相方法测量木星卫星蚀的时间，并在地球轨道半径测量准确度提高后，用罗默法求得的光速为29984060km/s3布莱德雷的光行差法布莱德雷的光行差法1728 年，英国天文学家布莱德雷（16931762）采用恒星的光行差法，再一次得出光速是一有限的物理量布莱德雷在地球上观察恒星时，发现恒星的视位置在不断地变化，在一年之内，所有恒星似乎都在天顶上绕着半长轴相等的椭圆运行了一周他认为这种现象的产生是由于恒星发出的光传到地面时需要一定的时间，而在此时间内，地球已因公转

16、而发生了位置的变化他由此测得光速为：C=299930 千米/秒这一数值与实际值比较接近以上仅是利用天文学的现象和观察数值对光速的测定，而在实验室内限于当时的条件，测定光速尚不能实现4大地测量方法大地测量方法光速的测定包含着对光所通过的距离和所需时间的量度，由于光速很大，所以必须测量一个很长的距离和一个很短的时间，大地测量法就是围绕着如何准确测定距离和时间而设计的各种方法最早于1629年艾萨克毕克曼（beeckman）提出一项试验，一人将遵守闪光灯一炮反映过一面镜子，约一英里。伽利略认为光速是有限的，1638年他请二个人提灯笼各爬上相距仅约一公里的山上，第一组人掀开灯笼，并开始计时，对面山上的人

17、看见亮光后掀开灯笼，第一组看见亮光后，停止计时，这是史上著名的测量光速的掩灯方案，这种测量方法实际测到的主要只是实验者的反应和人手的动作时间。伽利略测定光速的方伽利略测定光速的方-第 5 页法法物理学发展史上，最早提出测量光速的是意大利物理学家伽利略1607年在他的实验中，让相距甚远的两个观察者，各执一盏能遮闭的灯，如图所示：观察者 A 打开灯光，经过一定时间后，光到达观察者 B，B 立即打开自己的灯光，过了某一时间后，此信号回到 A，于是 A 可以记下从他自己开灯的一瞬间，到信号从 B 返回到 A 的一瞬间所经过的时间间隔t若两观察者的距离为 S，则光的速度为 c=2s/t因为光速很大，加之

18、观察者还要有一定的反应时间，所以伽利略的尝试没有成功如果用反射镜来代替 B，那么情况有所改善，这样就可以避免观察者所引入的误差 这种测量原理长远地保留在后来的一切测定光速的实验方法之中甚至在现代测定光速的实验中仍然采用但在信号接收上和时间测量上，要采用可靠的方法使用这些方法甚至能在不太长的距离上测定光速，并达到足够高的精确度旋转齿轮法旋转齿轮法用实验方法测定光速首先是在1849年由斐索实验 他用定期遮断光线的方法（旋转齿轮法）进行自动记录实验示意图如下从光源 s 发出的光经会聚透镜 L1射到半镀银的镜面 A，由此反射后在齿轮 W 的齿 a 和 a之间的空隙内会聚，再经透镜 L2和 L3而达到反

19、射镜 M，然后再反射回来又通过半镀镜 A 由 L4集聚后射入观察者的眼睛 E如使齿轮转动，那么在光达到 M 镜后再反射回来时所经过的时间t 内，齿轮将转过一个角度如果这时 a与 a之间的空隙为齿 a（或 a）所占据，则反射回来的光将被遮断，因而观察者将看不到光 但如齿轮转到这样一个角度，使由 M 镜反射回来的光从另一齿间空隙通过，那么观察者会重新看到光，当齿轮转动得更快，反射光又被另一个齿遮断时，光又消失这样，当齿轮转速由零而逐渐加快时，在 E 处将看到闪光由齿轮转速 v、齿数 n 与齿轮和 M 的间距 L 可推得光速 c=4nvL在斐索所做的实验中，当具有720齿的齿轮，一秒钟内转动12.6

20、7次时，光将首次被挡住而消失，空隙与轮齿交替所需时间为1/12.67s在这一时间内，光所经过的光程为28633米，所以光速 c=2863318244（m/s)315108(km/s)在对信号的发出和返回接收时刻能作自动记录的遮断法除旋转齿轮法外，在现代还采用克尔盒法 1941年安德 孙 用 克 尔 盒 法 测 得：c=2997766km/s，1951 年 贝 格 斯 格 兰 又 用 克 尔 盒 法 测 得c=299793.10.3km/s旋转镜法旋转镜法旋转镜法的主要特点是能对信号的传播时间作精确测量 1851年傅科成功地运用此法测定了光速旋转镜法的原理早在1834年1838年就已为惠更斯和阿

21、拉果提出过，它主要用一个高速均匀转动的镜面来代替齿轮装置由于光源较强，而且聚焦得较好因此能极其精密地测量很短的时间间隔实验装置如图所示从光源 s 所发出的光通过半镀银的镜面 M1后，经过透镜 L 射在绕 O 轴旋转的平面反射镜 M2上 O 轴与图面垂直 光从 M2反射而会聚到凹面反射镜 M3上，M3的曲率中心恰在 O 轴上，所以光线由 M3对称地反射，并在 s点产生光源的像当 M2的转速足够快时，像 S的位置将改变到 s，相对于可视 M2为不转时的位置移动了s 的距离可以推导出光速值。式中 w 为 M2转动的角速度l0为 M2到 M3的间距，l 为透镜 L 到光源 S 的间距，s 为 s 的像

22、移动的距离因此直接测量 w、l、l0、s，便可求得光速。在傅科的实验中：L=4米，L0=20米，s=0.0007米，W=8002弧度/秒，他求得光速值 c=298000500km/s另外，傅科还利用这个实验的基本原理，首次测出了光在介质（水）中的速度 vc，这是对波动说的有力证据5旋转棱镜法旋转棱镜法-第 6 页美国的迈克尔逊把齿轮法和旋转镜法结合起来，创造了旋转棱镜法装置因为齿轮法之所以不够准确，是由于不仅当齿的中央将光遮断时变暗，而且当齿的边缘遮断光时也是如此 因此不能精确地测定象消失的瞬时旋转镜法也不够精确，因为在该法中象的位移s 太小，只有 0.7 毫米，不易测准迈克耳逊的旋转镜法克服

23、了这些缺点他用一个正八面钢质棱镜代替了旋转镜法中的旋转平面镜，从而光路大大的增长，并利用精确地测定棱镜的转动速度代替测齿轮法中的齿轮转速测出光走完整个路程所需的时间，从而减少了测量误差 从 1879年至 1926 年，迈克耳逊曾前后从事光速的测量工作近五十年，在这方面付出了极大的劳动1926 年他的最后一个光速测定值为c=299796km/s这是当时最精确的测定值，很快成为当时光速的公认值。6实验室方法实验室方法光速测定的天文学方法和大地测量方法，都是采用测定光信号的传播距离和传播时间来确定光速的这就要求要尽可能地增加光程，改进时间测量的准确性这在实验室里一般是受时空限制的，而只能在大地野外进

24、行，如斐索的旋轮齿轮法当时是在巴黎的苏冷与达蒙玛特勒相距8633米的两地进行的傅科的旋转镜法当时也是在野外，迈克耳逊当时是在相距3537321米的两个山峰上完成的现代科学技术的发展，使人们可以使用更小更精确地实验仪器在实验室中进行光速的测量微波谐振腔法微波谐振腔法1950 年埃森最先采用测定微波波长和频率的方法来确定光速在他的实验中，将微波输入到圆柱形的谐振腔中，当微波波长和谐振腔的几何尺寸匹配时，谐振腔的圆周长D和波长之比有如下的关系：D=2.404825，因此可以通过谐振腔直径的测定来确定波长，而直径则用干涉法测量；频率用逐级差频法测定测量精度达 10-7在埃森的实验中，所用微波的波长为

25、10 厘米，所得光速的结果为 299792.51km/s激光测速法激光测速法（大学课本大学课本）1970 年美国国家标准局和美国国立物理实验室最先运用激光测定光速 这个方法的原理是同时测定激光的波长和频率来确定光速（c=）由于激光的频率和波长的测量精确度已大大提高，所以用激光测速法的测量精度可达 10-9，比以前已有最精密的实验方法提高精度约 100 倍除了以上介绍的几种测量光速的方法外，还有许多十分精确的测定光速的方法根据 1975 年第十五届国际计量大会的决议，现代真空中光速的最可靠值是：c=299792.4580.001km/s接近光速时的速度合成接近光速时的速度合成接近光速情况下，笛卡

26、尔坐标系不再适用。同样测量光线离开自己的速度，一个快速追光的人与一个静止的人会测得相同的速度（光速）。这与日常生活中对速度的概念有异。两车以 50km/h 的速度迎面飞驰，司机会感觉对方的车以 50+50=100km/h 行驶，即与自己静止而对方以 100km/h 迎面驶来的情况无异。但当速度接近光速时，实验证明简单加法计算速度不再奏效。当两飞船以 90%光速的速度（对第三者来说）迎面飞行时，船上的人不会感觉对方的飞船以 90%c+90%c=180%c 光速速度迎面飞来，而只是以稍低于 99.5%的光速速度行驶。结果可从爱因斯坦计算速度的算式得出：v 和 w 是对第三者来说飞船的速度，u 是感受的速度，c 是光速。