光速测量方法研究论文

光从离开太阳表面算起，需大约8分17秒才能到达地球。答：从古希腊时期，科学家们就开始研究光速。大多数的古希腊天文学家相信，在所有事物中，光速是无穷快的。但是他们没有方法来验证这个似乎有道理的猜想。所以直到16世纪早期之前，人们普遍认为这样的猜想是正确的。而伽利略的出现改变了这一切。

朱斯托·苏斯泰曼斯所作的伽利略肖像伽利略试图通过使用带挡板的灯笼测量光速。他让助手站在很远的地方，并在特定时间打开挡板，而伽利略将记录从助手那到他所在位置的光的传播时间。只不过他的结论是光速实在是太快了，无法通过实验测量。(事实上，根据我们现在对光速的了解，我们可以断言，如果伽利略和他的助手相距大约一英里，那么光从伽利略到他的助手这只需要大约五微秒（五百万分之一秒）的光。这太快了，无法用当时的技术来衡量。）

第一次正确测量光速是在1676年由一个叫做奥勒·罗默的人完成的。当时罗默正在观察木星的卫星木卫一，它位于伽利略卫星的最深处。正如地球上的观察者所见，当木卫一移动到木星的阴影中时，它会突然消失，而当它移动到木星的阴影之外(回到阳光中)时，它会重新出现。罗默对预测木卫一从木星阴影中出现的时间感兴趣。他的目标是利用这些观测结果更准确地确定木卫一的轨道周期；而并没有试图确定光速。

罗默注意到，随着地球越来越靠近木星，木卫一从阴影出现的时间变得越来越短，反之亦然。他意识到通过观测和计算出的木卫一出现时间之间存在差异，而这可以用光的速度是有限的来解释。由于在罗默的观测过程中，地球正在远离木星，所以从木卫一反射回来的光到达地球的时间会稍长一些，这将影响观察到木卫一从木星阴影中出现的确切时间。

在罗默论文里，他比较木卫一轨道周期的两个时间间隔：一个是地球在朝向木星运行时的木卫一轨道周期（有向弧FG的方向），另一个是地球背向木星运行时的木卫一轨道周期（有向弧LK的方向）。基于这些观察，罗默计算出光穿越地球公转直径的距离大约需要22分钟。将该值与地球半长轴(轨道半径)的早期测量值相结合，给出了大约每秒210，000公里的光速。这大约比光速的现代值低30%，但是考虑到它的古老性、测量方法和17世纪行星轨道精确尺寸的不确定性，这个值非常接近每秒299，公里的现代值。

十六世纪初，伽利略是第一个尝试测量光速的人。伽利略和一个助手各自站在不同的山顶上，他们之间有一段已知的距离，他们的计划是让伽利略打开灯的挡光板，然后让他的助手看到伽利略发出的光的同时也打开他手里灯的挡光板。

伽利略利用山顶之间的距离并用脉搏作为计时器，计划测量光速。他和他的助手用不同的距离尝试了这个方法，但是不管他们相距多远，他都无法测量光传播的时间。伽利略得出结论，光速太快，用这种方法是无法测量的。他是正确的。我们现在非常精确地知道光速，如果伽利略和他的助手在相距千米的山顶上，光从一个人传播到另一个人需要花费秒的时间。所以伽利略无法用他的脉搏来测量光速是可以理解的！

光速的测定在光学的发展史上具有非常特殊而重要的意义。它不仅推动了光学实验，也打破了光速无限的传统观念；在物理学理论研究的发展里程中，它不仅为粒子说和波动说的争论提供了判定的依据，而且最终推动了爱因斯坦相对论理论的发展。

这应该没有仪器可以测量出来的！而是科学家通过公式计算出来的！应该光的速度大约是每秒三十万千米！

1676年，丹麦天文学家.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（1644—1710）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（约为天），所以上述时间差数，在最合适的时间不致超过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299840±60km/s．布莱德雷的光行差法1728年，英国天文学家布莱德雷（1693—1762）采用恒星的光行差法，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． 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，则光的速度为因为光速很大，加之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．旋转齿轮法用实验方法测定光速首先是在1849年由斐索实验．他用定期遮断光线的方法（旋转齿轮法）进行自动记录．实验示意图如下．从光源s发出的光经会聚透镜L1射到半镀银的镜面A，由此反射后在齿轮W的齿a和a’之间的空隙内会聚，再经透镜L2和L3而达到反射镜M，然后再反射回来．又通过半镀镜A由L4集聚后射入观察者的眼睛E．如使齿轮转动，那么在光达到M镜后再反射回来时所经过的时间△t内，齿轮将转过一个角度．如果这时a与a’之间的空隙为齿a（或a’）所占据，则反射回来的光将被遮断，因而观察者将看不到光．但如齿轮转到这样一个角度，使由M镜反射回来的光从另一齿间空隙通过，那么观察者会重新看到光，当齿轮转动得更快，反射光又被另一个齿遮断时，光又消失．这样，当齿轮转速由零而逐渐加快时，在E处将看到闪光．由齿轮转速v、齿数n与齿轮和M的间距L可推得光速c=4nvL．在斐索所做的实验中，当具有720齿的齿轮，一秒钟内转动次时，光将首次被挡住而消失，空隙与轮齿交替所需时间为在这一时间内，光所经过的光程为2×8633米，所以光速在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=299776±6km/s，1951年贝格斯格兰又用克尔盒法测得c=±．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=米，W=800×2π弧度/秒，他求得光速值c=298000±500km/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v