تجربه بازگشت مجدد از ماهواره در فلش. سرعت نور و روش های تعیین آن فهرست ادبیات استفاده شده

ادبیات

Myakishev G.Ya. بوخوفتسف B.B. فیزیک 11. کتاب درسی. م.: آموزش و پرورش، 2004.

اهداف درس

روش های مختلفی را برای اندازه گیری سرعت نور در نظر بگیرید.

در این درس از مدل های کامپیوتری برای توضیح مطالب جدید استفاده می شود.

خیر	مراحل درس	زمان، دقیقه	تکنیک ها و روش ها
1	لحظه سازمانی	2
2	نظر سنجی با موضوع ” بدنی و نظریه موجسوتا"	10	نظرسنجی شفاهی
3	توضیح مطالب جدید با موضوع "سرعت نور"	30	کار با مدل های "آزمایش فیزو" و "آزمایش مایکلسون".
4	توضیح تکلیف	3

تکلیف: § 59.

هنگام توضیح مطالب جدید، از نمایش مدل های تعاملی "تجربه فیزو" و "تجربه مایکلسون" استفاده می شود. روش نمایش با توجه به قابلیت های فنی کلاس درس مورد استفاده تعیین می شود. گزینه های زیر امکان پذیر است:

• نمایش مدل توسط معلم با استفاده از تجهیزات پروجکشن چند رسانه ای.
• نمایش مدل توسط معلم با استفاده از سیستمی برای کنترل از راه دور رایانه های شخصی دانش آموزان، به عنوان مثال مدرسه NetOp.
• دانش آموزان با این مدل مستقیماً روی رایانه های شخصی آموزشی کار می کنند و در عین حال مطالب جدید را توسط معلم و تحت کنترل او توضیح می دهند.

درس سرعت نور روش نجومی اندازه گیری سرعت نور و روش های آزمایشگاهی اندازه گیری سرعت نور را پوشش می دهد. توضیح روش های آزمایشگاهیاندازه‌گیری سرعت نور، به عنوان یک قاعده، به دلیل کمبود پوستر در کلاس‌های مدرسه، پیچیدگی آزمایش‌های مورد بحث و تعداد زیاد عناصر تنظیمات آزمایشی، مشکلاتی را ایجاد می‌کند. مدل‌های تعاملی به دانش‌آموزان اجازه می‌دهد تا پیشرفت یک آزمایش و نتیجه‌ای را که در آزمایش به دست آمده است را نشان دهند. برای کلاس های قوی، می توانید محاسبات انجام شده توسط فیزو و مایکلسون را تکرار کنید و نتایج به دست آمده را با داده های جدول کتاب مسائل مقایسه کنید.

تئوری برای درس

تجربه فیزو

در سال 1849، فیزیکدان فرانسوی آرماند هیپولیت لوئیس فیزو (23/11/1819–1896/9/18، پاریس، فرانسه) اولین کسی بود که آزمایشی آزمایشگاهی برای اندازه‌گیری سرعت نور با استفاده از روش شاتر چرخشی انجام داد. در نصب فیزو، یک پرتو باریک از نور به پالس‌هایی تقسیم می‌شد که از شکاف‌های بین برآمدگی‌های روی محیط یک دیسک به سرعت در حال چرخش عبور می‌کرد. پالس ها به آینه ای برخورد می کنند که در فاصله L = 8.66 کیلومتر از منبع و عمود بر مسیر پرتو قرار دارد. آزمایشگر با تغییر سرعت چرخش چرخ اطمینان حاصل کرد که نور منعکس شده به شکاف بین دندان ها می افتد. 720 پیش بینی روی دیسک Fizeau وجود داشت. با دانستن فاصله بین دندانه ها و سرعت چرخش چرخی که نور وارد شکاف بعدی می شود، می توان سرعت نور را محاسبه کرد.

نتیجه فیزو برای سرعت نور 313247304 متر بر ثانیه بود. متعاقباً، تعدادی از محققان این روش را با استفاده از گزینه‌های شاتر مختلف بهبود بخشیدند. به ویژه، فیزیکدان آمریکایی A. Michelson روش بسیار پیشرفته ای را برای اندازه گیری سرعت نور با استفاده از آینه های چرخان ایجاد کرد. این امر باعث شد تا مقدار سرعت نور به میزان قابل توجهی روشن شود.

نمونه ای از عملیات محاسبه برای گزینه ای که در آن آزمایشگر نور را در چشمی دستگاه ناپدید می کند.

فرض می کنیم که دندانه و شیار چرخ دنده دارای عرض یکسان بوده و در حین حرکت پالس نور به آینه و عقب، جای شیار چرخ را دندان مجاور می گیرد. سپس نور توسط دندان مسدود می شود و چشمی تیره می شود. این اتفاق می افتد به شرطی که مدت زمانی که طول می کشد تا نور به آنجا و برگشت برسد:

در اینجا L فاصله دنده تا آینه است، T 1 دوره چرخش چرخ دنده است، ν 1 = 1 / T 1 فرکانس چرخشی است که در آن شار نور در چشمی برای اولین بار ناپدید می شود، N است. تعداد دندان ها از آنجایی که t = t 1، یک فرمول محاسبه برای تعیین سرعت نور با استفاده از این روش به دست می آوریم:

c = 4LN ν 1 .

نمونه ای از یک عملیات محاسبه برای گزینه ای که در آن آزمایشگر نور را پس از ناپدید شدن در چشمی دستگاه ظاهر می کند.

فرض کنیم که دندانه و شیار چرخ دنده دارای عرض یکسانی باشند و در حین حرکت پالس نور به سمت آینه و عقب، جای اولین شکاف روی چرخ توسط شیار دنباله آن گرفته شود. سپس نور دوباره به چشمی عبور می کند و چشمی دوباره به نور تبدیل می شود. این به شرطی رخ می دهد که مدت زمانی که طول می کشد تا نور به آنجا و برگشت برسد:

ما یک فرمول محاسبه برای تعیین سرعت نور با استفاده از این روش به دست می آوریم: c = 2LN ν 2، که ν 2 = 1 / T 2 فرکانس چرخشی است که در آن نور پس از اولین ناپدید شدن دوباره در چشمی ظاهر می شود.

آزمایش مایکلسون

فیزیکدان آمریکایی آلبرت آبراهام مایکلسون (12/19/1852–05/09/1931) در طول زندگی خود، تکنیک اندازه گیری سرعت نور را بهبود بخشید. او با ایجاد تأسیسات پیچیده تر و بیشتر، سعی کرد با کمترین خطا به نتایجی دست یابد. در سالهای 1924-1927، او طرحی را برای آزمایشی توسعه داد که در آن یک پرتو نور از بالای کوه ویلسون به بالای سن آنتونیو فرستاده شد. شاتر چرخان یک آینه گردان بود که با دقت بسیار بالایی ساخته شده بود و توسط دستگاهی طراحی شده خاص هدایت می شد.

آماده سازی آزمایش با دقت زیادی انجام شد. یک سایت برای دو نصب انتخاب شد. یکی از آنها در بالای کوه ویلسون قرار داشت که قبلاً برای او آشنا بود و دیگری در بالای کوه سن آنتونیو که با نام مستعار "طاسی قدیمی" در ارتفاع 5800 متری از سطح دریا و در فاصله 35 کیلومتری از کوه ویلسون. سازمان ساحلی و زمین شناسی ایالات متحده وظیفه اندازه گیری دقیق فاصله بین دو صفحه بازتابنده، یک آینه منشوری چرخان در کوه ویلسون و یک آینه ثابت در سن آنتونیو را داشت. خطای احتمالی در اندازه گیری فاصله یک هفت میلیونم یا کسری از سانتی متر در هر 35 کیلومتر بود. یک منشور دوار از فولاد نیکل اندود با هشت سطح آینه صیقل داده شده به یک قسمت در یک میلیون برای این آزمایش توسط شرکت ژیروسکوپ اسپری بروکلین ساخته شد که رئیس آن، مهندس و مخترع المر اسپری، از دوستان مایکلسون بود. علاوه بر این، چندین منشور شیشه ای و فولادی دیگر نیز ساخته شد. روتور پرسرعت هشت ضلعی تا 528 دور در ثانیه انجام می شد. توسط یک جریان هوا به حرکت در می آمد و سرعت آن، مانند آزمایش های قبلی، با استفاده از یک چنگال تنظیم الکتریکی تنظیم می شد. (چنگال کوک نه تنها توسط نوازندگان برای تعیین زیر و بم صدا استفاده می شود. با کمک آن می توانید مدت زمان مساوی کوتاهی را با دقت تعیین کنید. می توانید یک ساز با فرکانس دلخواه ایجاد کنید که تحت تأثیر جریان الکتریکیمانند یک زنگ الکتریکی می لرزد).

(برنارد جف. مایکلسون و سرعت نور. ترجمه از انگلیسی توسط R. S. Bobrova. M.: Foreign Literature Publishing House, 1963. نسخه الکترونیک - http://n-t.ru/ri/dj/mc.htm).

از سال 1924 شروع شد و در اوایل سال 1927 پایان یافت، پنج سری مشاهدات مستقل انجام شد. میانگین نتیجه 299798 کیلومتر در ثانیه بود.

نتایج تمام اندازه‌گیری‌های مایکلسون را می‌توان به صورت c= (4±299796) کیلومتر بر ثانیه نوشت.

محاسبه سرعت نور

این آزمایش از یک منشور هشت ضلعی استفاده می کند. بنابراین، زمان چرخش منشور در یک وجه τ 1 = T / 8، τ 1 = 1 / 8ν 1 است، که ν 1 فرکانس چرخش منشور است که در آن نور برای اولین بار ظاهر می شود. بنابراین، c = 2L / τ 1 = 16L ν 1.

روش های آزمایشی برای تعیین سرعت نور

وجود دارد روش های مختلفاندازه گیری سرعت نور، از جمله اندازه گیری های نجومی و با استفاده از تکنیک های مختلف تجربی. دقت اندازه گیری مقدار c به طور مداوم در حال افزایش است. این جدول یک لیست کامل نیست کار تجربیبا تعریف سرعت نور

	آزمایش کنید	روش های تجربی	نتایج اندازه گیری، کیلومتر بر ثانیه	آزمایش کنید خطا،
	وبر-کوهلراش ماکسول مایکلسون پروتین رز و دورسی میتلیپتدت پیز و پیرسون اندرسون	کسوف قمر مشتری انحراف نور اجسام متحرک آینه های چرخشی ثابت های الکترومغناطیسی ثابت های الکترومغناطیسی آینه های چرخشی آینه های چرخشی ثابت های الکترومغناطیسی آینه های چرخشی آینه های چرخشی ثابت های الکترومغناطیسی سلول دروازه کر آینه های چرخشی سلول دروازه کر تداخل سنجی مایکروویو

اولین اندازه گیری موفقیت آمیز سرعت نور به سال 1676 برمی گردد. روش نجومی رومر بر اساس اندازه گیری سرعت نور از مشاهدات زمین از کسوف های ماهواره های مشتری است. مشتری چندین قمر دارد که یا از زمین در نزدیکی مشتری قابل مشاهده هستند یا در سایه آن پنهان شده اند. مشاهدات نجومی از ماهواره های مشتری نشان می دهد که میانگین فاصله زمانی بین دو گرفت متوالی هر ماهواره خاص مشتری بستگی به فاصله زمین و مشتری در زمان رصد دارد.

برنج. 1. روش رومر. S - خورشید، S - مشتری، W - زمین

در طی شش ماه رصد، نقض تناوب مشاهده آغاز ماه گرفتگی افزایش یافت و به مقدار حدود 20 دقیقه رسید. اما این تقریبا برابر با زمانی است که طی آن نور مسافتی برابر با قطر مدار زمین به دور خورشید را طی می کند (حدود 17 دقیقه). سرعت نور اندازه گیری شده توسط رومر برابر با c = 214300 کیلومتر بر ثانیه بود.

پس از 0.545 سال دیگر، زمین Z3 و مشتری J3 دوباره در تقابل قرار خواهند گرفت. در طول این مدت، (n-1) چرخش های ماهواره در اطراف مشتری و (n-1) خسوف هایی رخ داد که اولین آنها زمانی رخ داد که زمین و مشتری موقعیت های Z2 و Yu2 را اشغال کردند و آخرین - زمانی که آنها اشغال کردند. موقعیت های Z3 و Yu3. اولین خسوف بر روی زمین با تاخیر (R+r)/s و آخرین ماه گرفتگی با تاخیر (R-r)/s در رابطه با لحظات خروج ماهواره از سایه سیاره مشتری مشاهده شد.

رومر فواصل زمانی T1 و T2 را اندازه گرفت و دریافت که T1-T2 = 1980 ثانیه. اما از فرمول های نوشته شده در بالا نتیجه می شود که T1-T2 = 4r/s، بنابراین c = 4r/1980 m/s. با در نظر گرفتن r، میانگین فاصله زمین تا خورشید، برابر با 1500000000 کیلومتر، مقدار سرعت نور را می‌یابیم:

این نتیجه اولین اندازه گیری سرعت نور بود. روش رومر چندان دقیق نبود، اما محاسبات او بود که به ستاره شناسان نشان داد که برای تعیین حرکت واقعی سیارات و ماهواره های آنها، باید زمان انتشار سیگنال نور را در نظر گرفت.

برنج. 2

تعیین سرعت نور از مشاهده انحراف در 1725-1728. بردلی رصدی انجام داد تا دریابد که آیا اختلاف سالانه ستارگان وجود دارد یا خیر. جابجایی ظاهری ستارگان در فلک، منعکس کننده حرکت زمین در مدارش و مرتبط با فاصله محدود زمین تا ستاره است.

بردلی واقعاً چنین تعصبی پیدا کرد. او پدیده مشاهده شده را که آن را انحراف نور نامید، با مقدار محدود سرعت انتشار نور توضیح داد و از آن برای تعیین این سرعت استفاده کرد.

با دانستن زاویه α و سرعت مدار زمین v می توانیم سرعت نور c را تعیین کنیم. او مقداری برای سرعت نور برابر با 308000 کیلومتر بر ثانیه به دست آورد. توجه به این نکته ضروری است که انحراف نور با تغییر جهت سرعت زمین در طول سال همراه است. سرعت ثابتهر چقدر هم که بزرگ باشد، با استفاده از انحراف قابل تشخیص نیست، زیرا با چنین حرکتی جهت ستاره بدون تغییر باقی می ماند و هیچ راهی برای قضاوت در مورد وجود این سرعت و اینکه چه زاویه ای با جهت ستاره ایجاد می کند وجود ندارد. انحراف نور به ما این امکان را می دهد که فقط در مورد تغییر سرعت زمین قضاوت کنیم.

در سال 1849، A. Fizeau اولین کسی بود که سرعت نور را در شرایط آزمایشگاهی تعیین کرد. روش او را روش چرخ دنده نامیدند. ویژگی مشخصهروش او ثبت خودکار لحظه های شروع و بازگشت سیگنال است که با قطع منظم جریان نور (چرخ دنده) انجام می شود.

شکل 3. طرح آزمایشی برای تعیین سرعت نور با استفاده از روش چرخ دنده

نور منبع از طریق هلی کوپتر (دندانه های چرخ در حال چرخش) عبور کرد و از آینه منعکس شد و دوباره به چرخ دنده بازگشت. با دانستن فاصله چرخ تا آینه، تعداد دندانه های چرخ و سرعت چرخش، می توانید سرعت نور را محاسبه کنید.

دانستن فاصله D، تعداد دندانه های z، سرعت زاویه ایچرخش (تعداد دور در ثانیه) v، می توانید سرعت نور را تعیین کنید. او آن را برابر با 313000 کیلومتر بر ثانیه اعلام کرد.

روش های زیادی برای بهبود بیشتر دقت اندازه گیری ها توسعه داده شده است. به زودی حتی در نظر گرفتن ضریب شکست در هوا ضروری شد. و به زودی در سال 1958، Frum با استفاده از یک تداخل سنج مایکروویو و یک شاتر الکترواپتیکال (سلول کر) مقداری برای سرعت نور برابر با 299792.5 کیلومتر بر ثانیه به دست آورد.

اولین تأیید تجربی محدود بودن سرعت نور توسط رومر در سال 1676 ارائه شد. او کشف کرد که حرکت آیو، بزرگترین ماهواره مشتری، در زمان کاملاً منظم رخ نمی دهد. مشخص شد که تناوب کسوف Io توسط مشتری مختل شده است. در طی شش ماه رصد، نقض تناوب مشاهده آغاز ماه گرفتگی افزایش یافت و به مقدار حدود 20 دقیقه رسید. اما این تقریبا برابر با زمانی است که طی آن نور مسافتی برابر با قطر مدار زمین به دور خورشید را طی می کند (حدود 17 دقیقه).

سرعت نور اندازه گیری شده توسط رومر برابر بود 2

جرومر = 214300 کیلومتر بر ثانیه.

(4)

روش رومر چندان دقیق نبود، اما محاسبات او بود که به ستاره شناسان نشان داد که برای تعیین حرکت واقعی سیارات و ماهواره های آنها، باید زمان انتشار سیگنال نور را در نظر گرفت.

انحراف نور ستاره

در سال 1725، جیمز بردلی کشف کرد که این ستاره γ دراکو که در نقطه اوج (یعنی مستقیماً بالای سر) قرار دارد، یک حرکت ظاهری با دوره یک ساله در یک مدار تقریباً دایره‌ای با قطر برابر با 40.5 ثانیه قوس انجام می‌دهد. برای ستارگان قابل مشاهده در جاهای دیگر آسمان، بردلی نیز حرکت ظاهری مشابهی را مشاهده کرد - عموماً بیضوی.

پدیده مشاهده شده توسط بردلی نامیده می شود انحراف. این ربطی به حرکت خود ستاره ندارد. دلیل انحراف این است که سرعت نور محدود است و مشاهده از زمین در حال حرکت در مدار با سرعت معینی انجام می شود. v.

شناخت زاویه α و سرعت گردش زمین v، می توانید سرعت نور را تعیین کنید ج.

روش های اندازه گیری بر اساس استفاده از چرخ دنده ها و آینه های دوار

به دوره برکلی در فیزیک (BCF)، مکانیک، صفحه 337 مراجعه کنید.

روش تشدید کننده حفره

می توان بسیار دقیق فرکانس را تعیین کرد که در آن تعداد مشخصی از طول موج های نیمه موج تابش الکترومغناطیسی در یک تشدید کننده حجمی با ابعاد شناخته شده قرار می گیرد. سرعت نور از رابطه تعیین می شود

کجا λ - طول موج، و ν - فرکانس نور (رجوع کنید به BKF، مکانیک، ص 340).

روش شوران

به BKF، مکانیک، صفحه 340 مراجعه کنید.

استفاده از نشانگر نور مدوله شده

به BKF، مکانیک، صفحه 342 مراجعه کنید.

روش های مبتنی بر تعیین مستقل طول موج و فرکانس تابش لیزر

در سال 1972 سرعت نور بر اساس اندازه گیری طول موج مستقل تعیین شد λ و فرکانس های نور ν . منبع نور بود لیزر هلیوم نئون (λ = 3.39 میکرومتر). ارزش دریافت شده ج = λν = 299792458 ± 1.2 m/s. (نگاه کنید به D.V. Sivukhin, Optics, p. 631).

استقلال سرعت نور از حرکت منبع یا گیرنده

در سال 1887، آزمایش معروف مایکلسون و مورلی سرانجام ثابت کرد که سرعت نور به جهت انتشار آن نسبت به زمین بستگی ندارد. بنابراین، نظریه موجود در آن زمان اتر اساساً تضعیف شد (به BKF، مکانیک، ص 353 مراجعه کنید).

فرضیه بالستیک

نتیجه منفی آزمایش های مایکلسون و مورلی را می توان با به اصطلاح توضیح داد بالستیکفرضیه ای که بر اساس آن سرعت نور در خلاء ثابت و برابر است جفقط نسبت به منبع اگر منبع نور با سرعت حرکت کند v نسبت به هر قاب مرجع، سپس سرعت نور ج "در این قاب مرجع به صورت برداری از ج و v ، یعنی ج " = ج + v (همانطور که با سرعت پرتابه هنگام شلیک از یک تفنگ متحرک اتفاق می افتد).

این فرضیه رد می شود مشاهدات نجومیپشت حرکت ستارگان دوتایی (سیتر، ستاره شناس هلندی، 1913).

در واقع، اجازه دهید فرض کنیم که فرضیه بالستیک درست است. برای سادگی، فرض می کنیم که اجزای ستاره دوتایی به دور مرکز جرم خود در مدارهای دایره ای در همان صفحه ای که زمین در آن قرار دارد می چرخند. حرکت یکی از این دو ستاره را دنبال کنیم. اجازه دهید سرعت حرکت آن در یک مدار دایره ای برابر باشد v. در موقعیت ستاره، هنگامی که از زمین در امتداد خط مستقیمی که آنها را به هم وصل می کند دور می شود، سرعت نور (نسبت به زمین) برابر است با ج–v، و در موقعیتی که ستاره نزدیک می شود برابر است با ج+v. اگر زمان را از لحظه ای که ستاره در موقعیت اول قرار داشت بشماریم، نور از این موقعیت در لحظه به زمین می رسد. تی 1 = L/(ج–v، کجا L- فاصله تا ستاره و از موقعیت دوم نور در لحظه خواهد رسید تی 2 = تی/2+L/(ج+v، کجا تی- دوره مداری ستاره

(7)

وقتی به اندازه کافی بزرگ باشد L, تی 2 <تی 1، یعنی ستاره می تواند در دو (یا بیشتر) موقعیت به طور همزمان قابل مشاهده باشد، یا حتی در جهت مخالف بچرخد. اما این هرگز مشاهده نشده است.

تجربه ساد

ساد در سال 1963 آزمایش زیبایی انجام داد که نشان داد سرعت γ -اشعه بدون توجه به سرعت منبع ثابت است (به BKF، مکانیک، ص 372 مراجعه کنید).

او در آزمایشات خود از نابودی در طول گذر پوزیترون ها استفاده کرد. در حین نابودی، مرکز جرم یک سیستم متشکل از یک الکترون و یک پوزیترون با سرعتی در حدود (1/2) حرکت می کند. ج، و در نتیجه فنا دو ساطع می شود γ -کوانت در صورت فنا در حالت ساکن، هر دو γ - کوانتوم ها با زاویه 180 درجه ساطع می شوند و سرعت آنها برابر است ج. در مورد نابودی در طول سفر، این زاویه کمتر از 180 درجه است و به سرعت پوزیترون بستگی دارد. اگر سرعت γ سپس بر اساس قانون کلاسیک جمع بردار، کوانتا با سرعت مرکز جرم اضافه شد γ - حرکت کوانتومی با مولفه سرعت معین در جهت مسیر پوزیترون باید سرعتی بیشتر از ج، و آن یکی γ -کوانتومی که دارای مولفه سرعت در جهت مخالف است باید سرعتی کمتر از آن داشته باشد ج. معلوم شد که در فواصل یکسان بین شمارنده و نقطه نابودی، هر دو γ -کوانتاها همزمان به شمارنده ها می رسند. این ثابت می کند که حتی با یک منبع متحرک، هر دو γ - کوانتوم ها با همان سرعت منتشر می شوند.

محدودیت سرعت

آزمایش برتوزی 1964

آزمایش زیر این جمله را نشان می دهد که شتاب دادن یک ذره به سرعتی بیش از سرعت نور غیرممکن است. ج. در این آزمایش، الکترون‌ها توسط میدان‌های الکترواستاتیکی متوالی قوی‌تر در یک شتاب‌دهنده ون دو گراف شتاب گرفتند و سپس با سرعت ثابتی در فضای خالی از میدان حرکت کردند.

زمان پرواز آنها در فاصله مشخص AB و در نتیجه سرعت آنها به طور مستقیم اندازه گیری شد و انرژی جنبشی (تبدیل به گرما هنگام برخورد با هدف در پایان سفر) با استفاده از یک ترموکوپل اندازه گیری شد.

در این آزمایش مقدار پتانسیل شتاب دهنده با دقت زیادی تعیین شد φ . انرژی جنبشی الکترون است

اگر مقطع پرتو پرواز کند نالکترون در ثانیه، سپس توان انتقال یافته به هدف آلومینیومی در انتهای مسیر آنها باید برابر با 1.6 10-6 باشد. ن erg/sec. این دقیقاً با توان تعیین شده مستقیم (با استفاده از ترموکوپل) که توسط هدف جذب می شود همزمان بود. این تأیید کرد که الکترون ها تمام انرژی جنبشی دریافتی در طول شتاب خود را به هدف منتقل کردند.

از این آزمایشات نتیجه می شود که الکترون ها از انرژی میدان شتاب دهنده متناسب با اختلاف پتانسیل اعمال شده دریافت می کنند، اما سرعت آنها نمی تواند به طور نامحدود افزایش یابد و به سرعت نور در خلاء نزدیک می شود.

بسیاری از آزمایشات دیگر، مانند آنچه در بالا توضیح داده شد، نشان می دهد جحد بالایی سرعت ذرات است. بنابراین ما کاملاً متقاعد شده ایم که ج- این حداکثر سرعت انتقال سیگنال هم با کمک ذرات و هم با کمک امواج الکترومغناطیسی است. ج- این حداکثر سرعت است.

نتیجه گیری:

1. بزرگی جثابت برای سیستم های مرجع اینرسی.

2. ج- حداکثر سرعت ممکن انتقال سیگنال

نسبیت زمان

قبلاً در مکانیک کلاسیک، فضا نسبی است، یعنی. روابط فضایی بین رویدادهای مختلف به چارچوب مرجعی که در آن توصیف می شوند بستگی دارد. این جمله که دو رویداد در زمان های مختلف در یک مکان در فضا یا در یک فاصله معین نسبت به یکدیگر رخ می دهند، تنها زمانی معنا پیدا می کند که مشخص شود این عبارت به کدام چارچوب مرجع اشاره دارد. مثال: پرش توپ روی میز در کوپه قطار. از دید یک مسافر در محفظه، توپ تقریباً در همان مکان روی میز به میز برخورد می کند. از دید یک ناظر روی سکو، هر بار مختصات توپ متفاوت است، زیرا قطار همراه با میز حرکت می کند.

برعکس، زمان در مکانیک کلاسیک مطلق است. این بدان معنی است که زمان در سیستم های مرجع مختلف یکسان جریان دارد. به عنوان مثال، اگر هر دو رویداد برای یک ناظر همزمان باشند، برای هر ناظر دیگری همزمان خواهند بود. به طور کلی، فاصله زمانی بین دو رویداد داده شده در همه فریم های مرجع یکسان است.

با این حال، می توان متقاعد شد که مفهوم زمان مطلق در تضاد عمیق با اصل نسبیت انیشتین است. برای این، به یاد داشته باشیم که در مکانیک کلاسیک، بر اساس مفهوم زمان مطلق، قانون معروفی برای جمع سرعت ها وجود دارد. اما این قانون وقتی در مورد نور اعمال می شود، بیان می کند که سرعت نور ج"در سیستم مرجع ک"، حرکت با سرعت Vنسبت به سیستم ک، مربوط به سرعت نور است جدر سیستم کنسبت

آن ها سرعت نور در سیستم های مرجع مختلف متفاوت است. همانطور که می دانیم این با اصل نسبیت و داده های تجربی در تضاد است.

بنابراین، اصل نسبیت به این نتیجه می رسد که زمان مطلق نیست. در چارچوب های مختلف مرجع متفاوت جریان دارد. بنابراین، این جمله که یک دوره زمانی معین بین دو رویداد معین سپری شده است، تنها در صورتی معنا پیدا می کند که مشخص شود به کدام چارچوب مرجع اشاره دارد. به ویژه، رویدادهایی که در یک چارچوب مرجع همزمان هستند، در چارچوب دیگری همزمان نخواهند بود.

بیایید این موضوع را با یک مثال ساده توضیح دهیم.

اجازه دهید دو سیستم مختصات اینرسی را در نظر بگیریم کو ک"با محورهای مختصات xyzو x " y " z"، و سیستم ک" نسبت به سیستم حرکت می کند کسمت راست در امتداد محورها xو x"(شکل 8) اجازه دهید از یک نقطه الفروی محور x"سیگنال ها به طور همزمان در دو جهت متقابل ارسال می شوند. از آنجایی که سرعت انتشار سیگنال در سیستم ک"، مانند هر سیستم اینرسی، برابر است (در هر دو جهت) ج، سپس سیگنال ها به فاصله مساوی از آن خواهند رسید الفامتیاز بو سیدر همان مقطع زمانی (در سیستم ک ").

با این حال، بررسی اینکه این دو رویداد (رسیدن سیگنال ها به بو سی) برای یک ناظر در سیستم همزمان نخواهد بود ک. برای او نیز سرعت نور برابر است جدر هر دو جهت، اما اشاره کنید ببه سمت نور حرکت می کند تا نور زودتر به آن برسد و نقطه سیاز نور دور می شود و بنابراین سیگنال دیرتر به آن می رسد.

بنابراین، اصل نسبیت اینشتین تغییرات اساسی را در مفاهیم اولیه فیزیکی ایجاد می کند. بر اساس تجربه روزمره، تصورات ما در مورد فضا و زمان فقط تقریبی است، زیرا در زندگی روزمره فقط با سرعت هایی سروکار داریم که در مقایسه با سرعت نور بسیار کوچک هستند.

1 برهمکنش منتشر شده از یک ذره به ذره دیگر اغلب به عنوان یک "سیگنال" ارسال شده از ذره اول و "اطلاع دادن به دومی" در مورد تغییری که با ذره اول رخ داده است، گفته می شود. سرعت انتشار فعل و انفعالات اغلب به عنوان "سرعت سیگنال" نامیده می شود.

2 دوره چرخش مشتری به دور خورشید تقریباً 12 سال است، دوره چرخش یو به دور مشتری 42 ساعت است.

سخنرانی 2

· فاصله زمانی هندسه مینکوفسکی عدم تغییر فاصله.

· فواصل زمانی و فضا مانند.

· رویدادهای کاملاً آینده، رویدادهای کاملاً گذشته،

رویدادها به طور کامل حذف شدند

· مخروط نور.

فاصله

در نظریه نسبیت اغلب از این مفهوم استفاده می شود رویدادها. یک رویداد با مکانی که در آن رخ داده و زمانی که در آن رخ داده است تعریف می شود. بنابراین، رویدادی که با یک ذره مادی خاص رخ داده است، با سه مختصات این ذره و لحظه ای در زمان وقوع این رویداد تعیین می شود: x, y, zو تی.

در ادامه به دلیل وضوح، از یک خیالی استفاده می کنیم چهار بعدیفضایی که بر روی محورهای آن سه مختصات مکانی و زمان ترسیم شده است. در این فضا هر رویدادی با یک نقطه نمایش داده می شود. این نقاط نامیده می شوند نقاط جهان. هر ذره مربوط به یک خط خاص است - خط جهانیدر این فضای چهار بعدی نقاط این خط مختصات ذره را در همه زمان ها مشخص می کند. اگر ذره ای در حال سکون باشد یا به طور یکنواخت و مستقیم در حال حرکت باشد، یک خط مستقیم جهان با آن مطابقت دارد.

حال اجازه دهید اصل تغییرناپذیری سرعت نور را بیان کنیم 1 از نظر ریاضی برای انجام این کار، دو سیستم مرجع اینرسی را در نظر بگیرید کو ک"، حرکت نسبت به یکدیگر با سرعت ثابت. ما محورهای مختصات را انتخاب می کنیم تا محورها xو x" مصادف شد، و محورها yو zموازی با محورها خواهد بود y" و z". زمان در سیستم ها کو ک"نشان دادن با تیو تی".

بگذارید اولین رویداد از یک نقطه با مختصات باشد x 1 , y 1 , z 1 در یک زمان تی 1 (در سیستم مرجع ک) سیگنالی ارسال می شود که با سرعت نور حرکت می کند. ما از سیستم مرجع مشاهده خواهیم کرد کبرای انتشار این سیگنال بگذارید رویداد دوم این باشد که این سیگنال به نقطه برسد x 2 , y 2 , z 2 در یک زمان تی 2. زیرا سیگنال با سرعت نور حرکت می کند ج، مسافت طی شده توسط آن برابر است با ج(تی 2 –تی 1). از طرف دیگر، همان فاصله برابر است با:

در نتیجه، رابطه زیر بین مختصات هر دو رویداد در سیستم معتبر است: ک

اگر x 1 , y 1 , z 1 , تی 1 و x 2 , y 2 , z 2 , تی 2 - مختصات هر دو رویداد، سپس مقدار

هندسه مینکوفسکی

اگر دو رویداد بی نهایت به هم نزدیک باشند، برای بازه dsبین آنها داریم

ds 2 = ج 2 dt 2 –dx 2 –دو 2 –dz 2 .

(4)

شکل عبارات (3) و (4) به ما این امکان را می دهد که فاصله را از دیدگاه ریاضی رسمی به عنوان "فاصله" بین دو نقطه در یک فضای چهاربعدی خیالی در نظر بگیریم (روی محورهای آن مقادیر ترسیم شده اند x, y, zو کار کنید ct). با این حال، تفاوت قابل توجهی در قاعده ایجاد این کمیت در مقایسه با قوانین هندسه اقلیدسی معمولی وجود دارد: هنگام تشکیل مربع یک بازه، مجذور اختلاف مختصات در امتداد محور زمان با علامت مثبت وارد می شود، و مربع تفاوت در مختصات فضایی - با علامت منفی. این هندسه چهار بعدی که با شکل درجه دوم (4) تعریف می شود، نامیده می شود شبه اقلیدسیبر خلاف هندسه معمولی، اقلیدسی. این هندسه در ارتباط با نظریه نسبیت توسط G. Minkowski معرفی شد.

عدم تغییر فاصله

همانطور که در بالا نشان دادیم، اگر ds= 0 در برخی چارچوب مرجع اینرسی، پس ds" = 0 در هر قاب اینرسی دیگری. اما dsو ds"کمیت های بی نهایت کوچکی از همان مرتبه کوچکی هستند. بنابراین، در حالت کلی، از این دو شرط نتیجه می شود که ds 2 و ds"2 باید متناسب با یکدیگر باشند:

ds 2 = یک ds" 2 .

(5)

عامل تناسب الفممکن است فقط به مقدار مطلق سرعت نسبی بستگی داشته باشد V هر دو سیستم اینرسی نمی تواند به مختصات و زمان بستگی داشته باشد، زیرا در آن صورت نقاط مختلف در مکان و لحظات در زمان نابرابر خواهند بود، که با همگنی مکان و زمان در تناقض است. همچنین نمی تواند به جهت سرعت نسبی بستگی داشته باشد V ، زیرا این با همسانگردی فضا در تضاد است.

بیایید سه قاب مرجع اینرسی را در نظر بگیریم ک, ک 1 و ک 2. اجازه دهید V 1 و V 2- سرعت حرکت سیستم ها ک 1 و ک 2 نسبت به سیستم ک. سپس ما داریم

اما سرعت V 12 نه تنها به مقادیر مطلق بردارها بستگی دارد V 1 و V 2، بلکه از گوشه α بین آنها 2 در ضمن دومی اصلاً در سمت چپ رابطه (8) قرار نمی گیرد. بنابراین، این رابطه تنها در صورتی می تواند برآورده شود که تابع الف(V) = پایان = 1.

بنابراین،

بنابراین ما به یک نتیجه بسیار مهم رسیدیم:

این تغییر ناپذیری بیان ریاضی ثبات سرعت نور است.

با کشف تجربی خواص جسمی و مظاهر نور (اثر فوتوالکتریک، اثر کامپتون و سایر پدیده‌ها)، ماهیت کوانتومی نور توسط M. Planck و A. Einstein ایجاد شد که در آن نور هر دو ویژگی موجی و جسمی را از خود نشان می‌دهد. به اصطلاح کورپوسکولار - دوگانگی موجی. (ماکس کارل ارنست لودویگ پلانک - فیزیکدان نظری آلمانی، 1858-1947، جایزه نوبل 1918 برای کشف قوانین تشعشع، آرتور هوتی کامپتون، فیزیکدان آمریکایی، 1892-1962، جایزه نوبل 1927 برای اثری که به نام او نامگذاری شد).

مقدمه 3
1. آزمایش هایی برای تعیین سرعت نور. 4
1.1. اولین آزمایش ها 4
1.1.1. آزمایش گالیله 4
1.2 روش های نجومی برای تعیین سرعت نور. 4
1.2.1. ماه گرفتگی Io ماهواره مشتری. 4
1.2.2. انحراف نور. 6
1.3. روش های آزمایشگاهی برای اندازه گیری سرعت نور. 7
1.3.1. روش تشخیص همزمان 7
1.4. آزمایش هایی در مورد انتشار نور در یک محیط. 9
1.4.1. تجربه آرماند فیزو. 9

1.4.3. آزمایشات توسط A. Michelson و Michelson - Morley. 12
1.4.4.بهبود آزمایش مایکلسون. 13
2. حداکثر سرعت نور. 14
2.1. تجربه ساد. 14
2.2. تجربه برتوزی 15
3. سرعت نور در ماده. 17
4. تاکیون ها. ذراتی که با سرعتی بیشتر از سرعت نور حرکت می کنند. 17
4.1. توده های خیالی. 17
4.2. افزایش سرعت به جای کاهش سرعت. 18

5. سرعت فوق العاده. 20
نتیجه گیری 22
مراجع 23

کار شامل 1 فایل می باشد

کار درسی با موضوع:

سرعت نور و روشهای تعیین آن

مقدمه 3

1. آزمایش هایی برای تعیین سرعت نور. 4

1.1. اولین آزمایش ها 4

1.1.1. آزمایش گالیله 4

1.2 روش های نجومی برای تعیین سرعت نور. 4

1.2.1. ماه گرفتگی Io ماهواره مشتری. 4

1.2.2. انحراف نور. 6

1.3. روش های آزمایشگاهی برای اندازه گیری سرعت نور. 7

1.3.1. روش تشخیص همزمان 7

1.4. آزمایش هایی در مورد انتشار نور در یک محیط. 9

1.4.1. تجربه آرماند فیزو. 9

1.4.2. یک پیشرفت در فوکو. 10

1.4.3. آزمایش های A. Michelson و Michelson - Morley. 12

1.4.4.بهبود آزمایش مایکلسون. 13

2. حداکثر سرعت نور. 14

2.1. تجربه ساد. 14

2.2. تجربه برتوزی 15

3. سرعت نور در ماده. 17

4. تاکیون ها. ذراتی که با سرعتی بیشتر از سرعت نور حرکت می کنند. 17

4.1. توده های خیالی. 17

4.2. افزایش سرعت به جای کاهش سرعت 18

4.3. انرژی های منفی 19

5. سرعت فوق العاده. 20

نتیجه گیری 22

مراجع 23

مقدمه

ماهیت نور از زمان های قدیم در مورد ماهیت نور حدس زده می شده است. متفکران باستان معتقد بودند که نور خروج "اتم" از اجسام به چشم ناظر است (فیثاغورث - حدود 580 - 500 قبل از میلاد). در همان زمان، صحت انتشار نور مشخص شد، اعتقاد بر این بود که تقریباً فوراً با سرعت بسیار بالایی پخش می شود. در قرون 16-17، آر. دکارت (رنه دکارت، فیزیکدان فرانسوی، 1596-1650)، آر. هوک (رابرت هوک، فیزیکدان انگلیسی، 1635-1703)، اچ. ) از این واقعیت ناشی می شود که انتشار نور، انتشار امواج در یک محیط است. اسحاق نیوتن (آیزاک نیوتن، فیزیکدان انگلیسی، 1643 - 1727) ماهیت جسمی نور را مطرح کرد، یعنی. اعتقاد بر این بود که نور انتشار برخی از ذرات توسط اجسام و توزیع آنها در فضا است.

در سال 1801، T. Young (توماس یانگ، فیزیکدان انگلیسی، 1773-1829) تداخل نور را مشاهده کرد که برای توسعه آزمایش‌هایی با نور در تداخل و پراش انجام شد. و در سال 1818 O.Zh. فرنل (آگوستین ژان فرنل، فیزیکدان فرانسوی، 1788-1827) نظریه موج انتشار نور را احیا کرد. D.K. ماکسول پس از وضع قوانین کلی میدان الکترومغناطیسی به این نتیجه رسید که نور امواج الکترومغناطیسی است. علاوه بر این، فرضیه "اتر جهانی" مطرح شد که نور انتشار امواج الکترومغناطیسی در یک محیط - "اتر" است. آزمایش های معروف برای آزمایش وجود اتر جهانی توسط A.A. مایکلسون و E.W. مورلی (1837-1923)، و در مورد حباب نور توسط یک رسانه متحرک - A.I. فیزو. (آلبرت آبراهام مایکلسون، فیزیکدان آمریکایی، 1852-1931، جایزه نوبل 1907 برای ایجاد ابزار دقیق و مطالعات طیف سنجی و اندازه شناسی که با کمک آنها انجام شد؛ آرماند هیپولیت لوئیس فیزو، فیزیکدان فرانسوی، 1819-1896). در نتیجه، نشان داده شد که اتر جهان (حداقل به معنایی که فیزیکدانان در آن زمان معتقد بودند - یک محیط ثابت مطلق) وجود ندارد.

با کشف تجربی خواص جسمی و مظاهر نور (اثر فوتوالکتریک، اثر کامپتون و سایر پدیده‌ها)، ماهیت کوانتومی نور توسط M. Planck و A. Einstein ایجاد شد که در آن نور هر دو ویژگی موجی و جسمی را از خود نشان می‌دهد. به اصطلاح کورپوسکولار - دوگانه گرایی موجی. (ماکس کارل ارنست لودویگ پلانک - فیزیکدان نظری آلمانی، 1858-1947، جایزه نوبل 1918 برای کشف قوانین تشعشع، آرتور هوتی کامپتون، فیزیکدان آمریکایی، 1892-1962، جایزه نوبل 1927 برای اثری که به نام او نامگذاری شد).

آنها همچنین سعی کرده اند سرعت نور را به روش های مختلف چه در شرایط طبیعی و چه در شرایط آزمایشگاهی اندازه گیری کنند.

1. آزمایش هایی برای تعیین سرعت نور.

1.1. اولین آزمایش ها

1.1.1. آزمایش گالیله

اولین کسی که سعی کرد سرعت نور را به صورت تجربی اندازه گیری کند، گالیله گالیله ایتالیایی بود. این آزمایش شامل موارد زیر بود: دو نفر که در بالای تپه‌ها در فاصله چند کیلومتری از یکدیگر ایستاده بودند، با استفاده از فانوس‌های مجهز به کرکره سیگنال‌هایی را می‌دادند. این آزمایش که متعاقباً توسط دانشمندان آکادمی فلورانس انجام شد، او در کار خود "مکالمات و براهین ریاضی در مورد دو شاخه جدید علم، مربوط به مکانیک و حرکت محلی" (منتشر شده در لیدن در سال 1638) بیان کرد.

پس از آزمایش، گالیله به این نتیجه رسید که سرعت نور فوراً و اگر نه فوراً با سرعت بسیار بالایی حرکت می کند.

وسایلی که در آن زمان در اختیار گالیله بود البته اجازه نمی داد این موضوع به این راحتی حل شود و او کاملاً از این موضوع آگاه بود.

1.2 روش های نجومی برای تعیین سرعت نور.

1.2.1. ماه گرفتگی Io ماهواره مشتری.

اوکی رومر (1676، اول کریستنسن رومر، ستاره شناس هلندی، 1644-1710) کسوف ماهواره مشتری (J) - آیو را مشاهده کرد که توسط گالیله در سال 1610 کشف شد (او همچنین 3 قمر دیگر مشتری را کشف کرد). شعاع مدار ماهواره Io به دور مشتری 421600 کیلومتر است، قطر ماهواره 3470 کیلومتر است (شکل 2.1 و 2.2 را ببینید). زمان کسوف = 1.77 روز = 152928 ثانیه بود. اوکی رومر نقض تناوبی خسوف ها را مشاهده کرد و رومر این پدیده را با سرعت محدود نور مرتبط کرد. شعاع مدار مشتری به دور خورشید Rj به طور قابل توجهی بیشتر از شعاع مدار زمین Rz است و دوره مداری آن تقریباً 12 سال است. یعنی در طول نیم چرخش زمین (شش ماه)، مشتری در مداری معین حرکت می کند و اگر زمان رسیدن سیگنال نوری را از لحظه ظاهر شدن آیو از سایه مشتری ثبت کنیم، آنگاه نور باید در مورد 2 مسافت بیشتری را تا زمین طی کند تا در مورد 1 (شکل 2.2 را ببینید). بگذارید لحظه ای در زمان باشد که آیو از سایه مشتری مطابق با ساعت روی زمین بیرون می آید، و بگذارید لحظه واقعی زمانی باشد که این اتفاق می افتد. سپس داریم:

مسافتی که نور تا زمین طی می کند کجاست؟ در خروجی Io بعدی به طور مشابه داریم:

مسافت جدیدی که نور تا زمین طی می کند کجاست؟ دوره واقعی گردش آیو به دور مشتری با اختلاف زمانی تعیین می شود:

البته در یک دوره زمانی که یک ماه گرفتگی رخ می دهد، تعیین این زمان ها با دقت بسیار دشوار است. بنابراین، انجام مشاهدات در طول شش ماه، زمانی که فاصله تا زمین با حداکثر مقدار آن تغییر می کند، راحت تر است. در این مورد، دوره واقعی ماه گرفتگی را می توان به عنوان مقدار متوسط ​​در طول شش ماه یا یک سال تعریف کرد. پس از این، می توانید سرعت نور را پس از دو اندازه گیری متوالی زمان خروج Io از سایه تعیین کنید:

مقادیر از محاسبات نجومی بدست می آیند. با این حال، در طول یک خسوف، این فاصله کمی تغییر می کند. اندازه گیری در طول شش ماه (زمانی که زمین به طرف دیگر مدار خود می رود) و کل زمان گرفت راحت تر است:

که در آن n تعداد خسوف ها در این شش ماه است. همه زمان‌های میانی دیگر انتشار نور به زمین کوتاه شده‌اند، زیرا فاصله در طی یک خسوف کمی تغییر می‌کند. از اینجا رومر سرعت نور برابر با c = 214300 کیلومتر بر ثانیه را به دست آورد.

1.2.2. انحراف نور.

در نجوم، انحراف عبارت است از تغییر در موقعیت ظاهری یک ستاره در کره سماوی، یعنی انحراف جهت ظاهری یک ستاره از مسیر واقعی که در اثر سرعت محدود نور و حرکت ناظر ایجاد می شود. انحراف روزانه ناشی از چرخش زمین است. سالانه - چرخش زمین به دور خورشید؛

قرن - حرکت منظومه شمسی در فضا.

برنج. انحراف نور ستاره

برای درک این پدیده می توان یک قیاس ساده را ترسیم کرد. قطرات باران که در هوای بدون باد به صورت عمودی می‌بارند، روی شیشه کناری یک ماشین در حال حرکت، اثری مایل به جا می‌گذارند.

در نتیجه انحراف نور، جهت ظاهری ستاره با جهت واقعی با زاویه ای به نام زاویه انحراف متفاوت است. از شکل مشخص است که

مولفه سرعت حرکت زمین عمود بر جهت ستاره کجاست.

در عمل پدیده انحراف (سالانه) به شرح زیر مشاهده می شود. در طول هر رصد، محور تلسکوپ در فضا به همان صورت نسبت به آسمان پرستاره جهت گیری می کند و تصویر ستاره در صفحه کانونی تلسکوپ ثابت می شود. این تصویر یک بیضی را در طول یک سال توصیف می کند. با دانستن پارامترهای بیضی و سایر داده های مربوط به هندسه آزمایش، می توان سرعت نور را محاسبه کرد. در سال 1727، از مشاهدات نجومی، جی بردلی 2* = 40.9 اینچ را یافت و دریافت کرد.

s = 303000 کیلومتر بر ثانیه.

1.3. روش های آزمایشگاهی برای اندازه گیری سرعت نور.

1.3.1. روش تشخیص همزمان

برای اندازه گیری سرعت نور، آرماند فیزو (1849) از روش تشخیص همزمان استفاده کرد. او از یک دیسک با چرخش سریع با N دندان (شکل 2.3) استفاده کرد که بخش های مات بودند. بین این بخش‌ها (دندان‌ها)، نور از منبع به آینه بازتابنده عبور کرده و به ناظر برمی‌گردد. در این حالت، زاویه بین نقاط میانی بخش ها برابر است

سرعت زاویه ای چرخش به گونه ای انتخاب شد که نور پس از انعکاس از آینه پشت دیسک، هنگام عبور از سوراخ مجاور وارد چشمان ناظر شود. در طول حرکت نور از دیسک به آینه و عقب:

چرخش دیسک یک زاویه ایجاد می کند

با دانستن فاصله L، سرعت زاویه ای دیسک ω و زاویه △φ که نور در آن ظاهر می شود، می توانیم سرعت نور را بدست آوریم. Fizeau یک مقدار سرعت برابر با c = (315300500) کیلومتر بر ثانیه به دست آورد. با استفاده از تقریباً همان روش‌ها، آزمایش‌کنندگان یک مقدار تصفیه‌شده برای سرعت نور با = (298000500) کیلومتر بر ثانیه (1862)، سپس با = (2997964) کیلومتر بر ثانیه (A. Michelson در سال‌های 1927 و 1932) به دست آوردند. بعداً برگستراند دریافت کرد - c = (299793.10.3) کیلومتر بر ثانیه.

بیایید در اینجا یکی از دقیق ترین روش های اندازه گیری سرعت نور را یادداشت کنیم - روش تشدید کننده حفره که ایده اصلی آن تشکیل یک موج نور ایستاده و محاسبه تعداد نیم موج در طول طول نور است. طنین انداز روابط اصلی بین سرعت نور c، طول موج λ، دوره T و فرکانس ν به شکل زیر است:

فرکانس دایره‌ای نیز در اینجا معرفی می‌شود که چیزی بیش از سرعت زاویه‌ای دامنه چرخش ω نیست، اگر نوسان‌ها به صورت پیش‌بینی حرکت چرخشی بر روی محور نمایش داده شوند. در مورد تشکیل یک موج ایستاده نور، تعداد صحیحی از نیم موج در طول تشدید کننده قرار می گیرد. با پیدا کردن این عدد و استفاده از روابط (*) می توانید سرعت نور را تعیین کنید.

پیشرفت های اخیر (1978) مقدار زیر را برای سرعت نور به دست می دهد: c = 299792.458 km/s = (299792458 1.2) m/s.

1.4. آزمایش هایی در مورد انتشار نور در یک محیط.

1.4.1. تجربه آرماند فیزو.

آزمایش آرماند فیزو (1851). فیزو انتشار نور در یک محیط متحرک را در نظر گرفت. برای انجام این کار، او یک پرتو نور را از میان آب های ایستاده و جاری عبور داد و با استفاده از پدیده تداخل نور، الگوهای تداخل را با هم مقایسه کرد، که با تجزیه و تحلیل آنها می توان تغییر در سرعت انتشار نور را قضاوت کرد (شکل 2.4 را ببینید. ). دو پرتو نور که از یک آینه نیمه شفاف منعکس می شود (پرتو 1) و از آن عبور می کند (پرتو 2)، دو بار از لوله ای با آب عبور می کند و سپس یک الگوی تداخلی روی صفحه ایجاد می کند. ابتدا در آب ساکن و سپس در آب جاری با سرعت V اندازه گیری می شود.

در این حالت یک تیر (1) با جریان حرکت می کند و دومی (2) خلاف جریان آب حرکت می کند. تغییر در حاشیه های تداخلی به دلیل تغییر در اختلاف مسیر بین دو تیر اتفاق می افتد. اختلاف مسیر پرتوها اندازه گیری می شود و تغییر سرعت انتشار نور از آن مشخص می شود. سرعت نور در یک محیط ساکن ĉ به ضریب شکست محیط n بستگی دارد:

بر اساس اصل نسبیت گالیله، برای ناظری که نور در یک محیط نسبت به او حرکت می کند، سرعت باید برابر با:

فیزو به طور تجربی ثابت کرد که یک ضریب برای سرعت آب V وجود دارد و بنابراین فرمول به صورت زیر است:

که در آن * ضریب جذب نور توسط محیط متحرک است:

بنابراین، آزمایش فیزو نشان داد که قانون کلاسیک اضافه کردن سرعت ها زمانی که نور در یک محیط متحرک منتشر می شود، قابل اجرا نیست. نور فقط تا حدی توسط محیط متحرک جذب می شود. تجربه فیزو نقش مهمی در ساخت الکترودینامیک رسانه های متحرک ایفا کرد.

این به عنوان توجیهی برای SRT عمل کرد، جایی که ضریب * از قانون جمع سرعت ها به دست می آید (اگر خود را به مرتبه اول دقت برای مقدار کوچک ν/c محدود کنیم). نتیجه ای که از این آزمایش به دست می آید این است که تبدیل های کلاسیک (گالیله) در انتشار نور قابل اجرا نیستند.

1.4.2. یک پیشرفت در فوکو.

هنگامی که فیزو نتیجه اندازه گیری خود را اعلام کرد، دانشمندان در قابل اعتماد بودن این رقم عظیم شک کردند که بر اساس آن نور در 8 دقیقه از خورشید به زمین می رسد و می تواند در یک هشتم ثانیه دور زمین بچرخد. باور نکردنی به نظر می رسید که انسان بتواند چنین سرعت عظیمی را با چنین ابزار ابتدایی اندازه گیری کند. نور بیش از هشت کیلومتر را بین آینه های فیزو در 1/36000 ثانیه طی می کند؟ خیلی ها گفتند غیرممکن است. با این حال، رقم به دست آمده توسط فیزو بسیار نزدیک به نتیجه رومر بود. این به سختی می تواند یک تصادفی باشد.

سیزده سال بعد، در حالی که شکاکان هنوز شک می کردند و اظهارات کنایه آمیزی می کردند، ژان برنارد لئون فوکو، پسر یک ناشر پاریسی و زمانی در حال آماده شدن برای پزشک شدن بود، سرعت نور را به روشی کمی متفاوت تعیین کرد. او چندین سال با فیزو کار کرد و در مورد چگونگی بهبود تجربه خود بسیار فکر کرد. فوکو به جای چرخ دنده از آینه گردان استفاده کرد.

برنج. 3. نصب فوکو.

پس از برخی بهبودها، مایکلسون از این دستگاه برای تعیین سرعت نور استفاده کرد. در این دستگاه، چرخ دنده با یک آینه صفحه دوار C جایگزین می شود. اگر آینه C ثابت باشد یا بسیار آهسته بچرخد، نور در جهتی که با خط ثابت نشان داده شده است به آینه نیمه شفاف B منعکس می شود. هنگامی که آینه به سرعت می چرخد، پرتو منعکس شده به موقعیتی که با خط نقطه چین نشان داده شده است حرکت می کند. با نگاه کردن از طریق چشمی، ناظر می تواند جابجایی پرتو را اندازه گیری کند. این اندازه گیری به او دو برابر مقدار زاویه α داد، یعنی. زاویه چرخش آینه در مدت زمانی که پرتو نور از C به آینه مقعر A و بازگشت به C. دانستن سرعت چرخش آینه C، فاصله A تا C و زاویه چرخش آینه C در این مدت امکان محاسبه سرعت نور وجود داشت.

ارسال کار خوب خود به پایگاه دانش آسان است. از فرم زیر استفاده کنید

دانشجویان، دانشجویان تحصیلات تکمیلی، دانشمندان جوانی که از دانش پایه در تحصیل و کار خود استفاده می کنند از شما بسیار سپاسگزار خواهند بود.

ارسال شده در http://www.allbest.ru/

سرعت نور و روشهای تعیین آن

برنامه ریزی کنید

مقدمه

1. روش های نجومی برای اندازه گیری سرعت نور

1.1 روش رومر

1.2 روش انحراف نور

1.3 روش وقفه (روش Fizeau)

1.4 روش آینه دوار (روش فوکو)

1.5 روش مایکلسون

مقدمه

سرعت نور یکی از مهم ترین ثابت های فیزیکی است که به آن ها بنیادی می گویند. این ثابت هم در فیزیک نظری و هم در فیزیک تجربی و علوم مرتبط از اهمیت خاصی برخوردار است. مقدار دقیق سرعت نور در مکان های رادیویی و نوری، هنگام اندازه گیری فاصله از زمین تا سیارات دیگر، و در کنترل ماهواره ها و فضاپیماها لازم است. تعیین سرعت نور برای اپتیک، به ویژه برای اپتیک رسانه های متحرک، و به طور کلی فیزیک مهم است. بیایید با روش های تعیین سرعت نور آشنا شویم.

1. روش های نجومی برای اندازه گیری سرعت نور

1.1 روش رومر

اولین اندازه گیری سرعت نور بر اساس مشاهدات نجومی انجام شد. یک مقدار قابل اعتماد برای سرعت نور، نزدیک به مقدار امروزی آن، اولین بار توسط رومر در سال 1676 هنگام مشاهده کسوف های ماهواره های سیاره مشتری به دست آمد.

مدت زمانی که طول می کشد تا یک سیگنال نوری از یک جرم آسمانی به زمین برسد به مسافت بستگی دارد Lمحل قرارگیری چراغ پدیده‌ای که در برخی از جرم‌های آسمانی رخ می‌دهد با تاخیری برابر با زمان عبور نور از نور به زمین مشاهده می‌شود:

کجا با- سرعت نور

اگر هر فرآیند دوره‌ای را مشاهده کنیم که در منظومه‌ای دور از زمین اتفاق می‌افتد، با فاصله ثابت بین زمین و سیستم، وجود این تأخیر تأثیری بر دوره فرآیند مشاهده‌شده نخواهد داشت. اگر در طول دوره، زمین از منظومه دور شود یا به آن نزدیک شود، در حالت اول پایان دوره با تاخیر بیشتری نسبت به شروع آن ثبت می شود که منجر به افزایش ظاهری دوره می شود. در حالت دوم، برعکس، پایان دوره با تاخیر کمتری نسبت به شروع آن ثبت می شود که منجر به کاهش ظاهری دوره می شود. در هر دو مورد، تغییر ظاهری دوره برابر است با نسبت اختلاف فاصله بین زمین و منظومه در ابتدا و انتهای دوره به سرعت نور.

ملاحظات فوق اساس روش رومر را تشکیل می دهد.

رومر رصدهایی از ماهواره Io انجام داد که دوره مداری آن 42 ساعت و 27 دقیقه و 33 ثانیه است.

هنگامی که زمین در امتداد بخشی از مدار خود حرکت می کند E 1 E 2 E 3 در حال دور شدن از مشتری است و افزایش دوره باید مشاهده شود. هنگام حرکت در اطراف منطقه E 3 E 4 E 1 دوره مشاهده شده کمتر از دوره واقعی خواهد بود. از آنجایی که تغییر در یک دوره کوچک است (حدود 15 ثانیه)، این اثر تنها با تعداد زیادی مشاهدات انجام شده در یک دوره زمانی طولانی تشخیص داده می شود. به عنوان مثال، اگر شما خسوف ها را به مدت شش ماه مشاهده کنید، که از لحظه مخالفت با زمین شروع می شود (نقطه E 1 ) تا لحظه «اتصال» (نقطه E 3 ) سپس فاصله زمانی بین اولین و آخرین کسوف 1320 ثانیه بیشتر از محاسبه تئوری خواهد بود. محاسبه نظری دوره کسوف در نقاط مداری نزدیک به مخالف انجام شد. جایی که فاصله بین زمین و مشتری عملاً در طول زمان تغییر نمی کند.

اختلاف حاصل تنها با این واقعیت قابل توضیح است که در عرض شش ماه زمین از نقطه حرکت کرد E 1 به نقطه E 3 و نور در پایان شش ماه باید مسیری بزرگتر از ابتدا را به اندازه قطعه طی کند. E 1 E 3 ، برابر با قطر مدار زمین است. بنابراین، تأخیرهایی که برای یک دوره خاص غیرقابل محسوس هستند، انباشته می شوند و تأخیر حاصل را تشکیل می دهند. مقدار تاخیر تعیین شده توسط رومر 22 دقیقه بود. با در نظر گرفتن قطر مدار زمین برابر با کیلومتر، می توانیم مقداری برای سرعت نور 226000 کیلومتر بر ثانیه بدست آوریم.

سرعت نور تعیین شده بر اساس اندازه گیری های رومر کمتر از مقدار مدرن است. بعداً مشاهدات دقیق تری از کسوف ها انجام شد که در آن زمان تأخیر 16.5 دقیقه بود که مطابق با سرعت نور 301000 کیلومتر بر ثانیه است.

1.2 روش انحراف نور

اندازه گیری سرعت نور نجومی

برای یک ناظر روی زمین، اگر این جهت در زمان های مختلف سال تعیین شود، یعنی بسته به موقعیت زمین در مدارش، جهت خط دید به ستاره متفاوت خواهد بود. اگر جهت هر ستاره در فواصل شش ماهه تعیین شود، یعنی زمانی که زمین در دو انتهای مخالف قطر مدار زمین قرار گیرد، آنگاه زاویه بین دو جهت حاصل را اختلاف منظر سالانه می نامند (شکل 2). . هر چه ستاره دورتر باشد، زاویه اختلاف منظر کوچکتر است. با اندازه گیری زوایای اختلاف منظر ستاره های مختلف، می توان فاصله این ستارگان را از سیاره ما تعیین کرد.

در 1725-1728 بردلی جیمز، ستاره شناس انگلیسی، اختلاف منظر سالانه ستارگان ثابت را اندازه گیری کرد. او هنگام مشاهده یکی از ستارگان صورت فلکی دراکو متوجه شد که موقعیت آن در طول سال تغییر می کند. در این مدت دایره کوچکی را توصیف کرد که ابعاد زاویه ای آن برابر با 40.9 بود. در حالت کلی، در نتیجه حرکت مداری زمین، ستاره یک بیضی را توصیف می کند که محور اصلی آن ابعاد زاویه ای یکسانی دارد. برای ستارگانی که در صفحه دایره البروج قرار دارند، بیضی به یک خط مستقیم تبدیل می شود و برای ستاره هایی که در نزدیکی قطب قرار دارند - به یک دایره تبدیل می شود. (دایره دایره بزرگ کره سماوی است که حرکت سالانه قابل مشاهده خورشید در طول آن رخ می دهد.)

مقدار جابجایی اندازه گیری شده توسط بردلی به طور قابل توجهی بیشتر از جابجایی پارالاکسی مورد انتظار بود. بردلی این پدیده را انحراف نور نامید و آن را با سرعت محدود نور توضیح داد. در طول مدت کوتاهی که نوری که روی عدسی تلسکوپ می‌افتد از عدسی به چشمی پخش می‌شود، در نتیجه حرکت مداری زمین، عدسی چشمی بخش بسیار کوچکی جابه‌جا می‌شود (شکل 3). در نتیجه، تصویر ستاره به اندازه یک بخش تغییر می کند الف. هنگامی که تلسکوپ را دوباره به سمت ستاره می گیریم، باید کمی در جهت حرکت زمین کج شود تا تصویر ستاره دوباره با مرکز خط تیره چشمی منطبق شود.

زاویه تمایل تلسکوپ برابر با b باشد. اجازه دهید زمان لازم برای عبور نور از یک قطعه را مشخص کنیم Vبرابر با فاصله عدسی تلسکوپ تا چشمی آن برابر با f است. سپس بخش، و

از اندازه‌گیری‌های بردلی مشخص شد که در دو موقعیت زمین که روی یک قطر مداری یکسان قرار دارند، به نظر می‌رسد که ستاره با همان زاویه از موقعیت واقعی خود جابجا شده است. زاویه بین این جهات رصدی، از جایی که با دانستن سرعت زمین در مدار، سرعت نور را می توان یافت. بردلی گرفت با= 306000 کیلومتر بر ثانیه.

لازم به ذکر است که پدیده انحراف نور با تغییر جهت سرعت زمین در طول سال همراه است. توضیح این پدیده بر اساس مفاهیم جسمی نور است. در نظر گرفتن انحراف نور از دیدگاه نظریه موج پیچیده تر است و با مسئله تأثیر حرکت زمین بر انتشار نور همراه است.

رومر و بردلی نشان دادند که سرعت نور محدود است، اگرچه از اهمیت زیادی برخوردار است. برای توسعه بیشتر نظریه نور، تعیین اینکه سرعت نور به چه پارامترهایی بستگی دارد و نحوه تغییر آن هنگام عبور نور از یک محیط به رسانه دیگر، مهم بود. برای انجام این کار، توسعه روش هایی برای اندازه گیری سرعت نور از منابع زمینی ضروری بود. اولین تلاش ها برای چنین آزمایش هایی در آغاز قرن نوزدهم انجام شد.

1.3 روش وقفه (روش Fizeau)

اولین روش آزمایشی برای تعیین سرعت نور از منابع زمینی در سال 1449 توسط فیزیکدان فرانسوی آرماند هیپولیت لوئیس فیزو ابداع شد. طرح آزمایشی در شکل نشان داده شده است. .4.

نوری که از یک منبع پخش می شود س، تا حدی از یک صفحه نیمه شفاف منعکس شده است آرو به سمت آینه می رود م. در مسیر پرتو یک چراغ شکن وجود دارد - یک چرخ دنده به، که محور اوو"به موازات پرتو پرتوهای نور از شکاف بین دندان ها عبور می کنند و توسط آینه منعکس می شوند مو از طریق چرخ دنده و صفحه به عقب فرستاده می شوند آربه ناظر

وقتی چرخ به آرامی می چرخد بهنور پس از عبور از شکاف بین دندان‌ها، از همان شکاف برگشته و وارد چشم ناظر می‌شود. در آن لحظاتی که مسیر پرتوها توسط دندان رد می شود، نور به ناظر نمی رسد. بنابراین، در سرعت زاویه ای کم، ناظر نور سوسو زدن را درک می کند. اگر سرعت چرخش چرخ را افزایش دهید، در یک مقدار مشخص، نوری که از یک شکاف بین دندان ها عبور می کند و به آینه می رسد و به عقب باز می گردد، در همان شکاف قرار نمی گیرد. د، اما توسط دندانی که در این لحظه موقعیت شکاف را گرفته است مسدود می شود د. در نتیجه، در سرعت زاویه ای، هیچ نوری از شکاف به چشم ناظر وارد نمی شود. دو نه از همه موارد بعدی (اول تاریک شدن). اگر تعداد دندان ها را در نظر بگیریم n، سپس زمان چرخاندن چرخ روی نوار لغزنده برابر است با

مدت زمانی که نور طول می کشد تا فاصله چرخ تا آینه را طی کند مو بالعکس برابر است

کجا ل- فاصله تا چرخ از آینه (پایه). با برابر کردن این دو بازه زمانی، شرایطی را بدست می آوریم که تحت آن اولین تاریکی رخ می دهد:

از کجا می توان سرعت نور را تعیین کرد:

تعداد دور در ثانیه کجاست

در نصب Fizeau، پایه 8.63 کیلومتر، تعداد دندانه های چرخ 720 بود و اولین تیره شدن در فرکانس 12.6 rps رخ داد. اگر سرعت چرخ را دو برابر کنید، یک میدان دید روشن با سرعت چرخش سه برابر مشاهده می شود، دوباره تاریکی رخ می دهد و غیره. سرعت نور محاسبه شده توسط فیزو 313300 کیلومتر بر ثانیه است.

مشکل اصلی چنین اندازه گیری ها تعیین دقیق لحظه تاریک شدن است. دقت هم با پایه های بزرگتر و هم با نرخ های وقفه که امکان مشاهده تاریکی های مرتبه بالاتر را فراهم می کند، بهبود می یابد. بنابراین، Perrotin در سال 1902 اندازه گیری هایی با طول پایه 46 کیلومتر انجام داد و مقدار سرعت نور 29987050 کیلومتر بر ثانیه را به دست آورد. این کار در هوای بسیار تمیز دریا با استفاده از اپتیک با کیفیت بالا انجام شد.

به جای چرخ دوار، می توان از روش های دیگر و پیشرفته تر قطع نور استفاده کرد، به عنوان مثال، سلول کر، که می تواند برای قطع پرتو نور 107 بار در ثانیه استفاده شود. در این مورد، شما می توانید به طور قابل توجهی پایه را کاهش دهید. بنابراین، در تنظیم اندرسون (1941) با یک سلول Kerr و ضبط فوتوالکتریک، پایه تنها 3 متر بود با= 29977614 کیلومتر بر ثانیه.

1.4 روش آینه دوار (روش فوکو)

روش تعیین سرعت نور که در سال 1862 توسط فوکو ایجاد شد را می توان به اولین روش های آزمایشگاهی نسبت داد. فوکو با استفاده از این روش، سرعت نور را در محیطی که ضریب شکست آن است، اندازه گیری کرد n>1 .

نمودار نصب فوکو در شکل 1 نشان داده شده است. 5.

نور از منبع اساز یک صفحه شفاف عبور می کند آر، لنز Lو روی یک آینه تخت می افتد م1, که می تواند حول محور خود بچرخد در مورد، عمود بر صفحه ترسیم. پس از انعکاس از آینه م1 یک پرتو نور به یک آینه مقعر ثابت هدایت می شود M 2، طوری قرار گرفته است که این پرتو همیشه عمود بر سطح خود می افتد و در همان مسیر روی آینه منعکس می شود. م1 . اگر آینه م1 بدون حرکت، سپس پرتو منعکس شده از آن در طول مسیر اصلی خود به صفحه باز می گردد آر، تا حدی منعکس شده است که از آن تصویری از منبع می دهد اس در نقطه اس1 .

وقتی آینه می چرخد م1 در طول زمانی که نور طول می کشد تا حرکت کند 2 لبین هر دو آینه و برگشت ()، آینه ای که با سرعت زاویه ای می چرخد م1 به یک زاویه تبدیل خواهد شد

و موقعیت نشان داده شده در شکل را خواهد گرفت. .5 خط نقطه. پرتو منعکس شده از آینه با زاویه ای نسبت به نمونه اصلی می چرخد ​​و تصویری از منبع را در نقطه می دهد. اس2 . اندازه گیری فاصله اس1 اس2 و با دانستن هندسه نصب، می توانید زاویه را تعیین کنید و سرعت نور را محاسبه کنید:

بنابراین، ماهیت روش فوکو اندازه گیری دقیق زمان لازم برای طی کردن مسافت است. 2 ل. این زمان با زاویه چرخش آینه تخمین زده می شود م1 ، که سرعت چرخش آن مشخص است. زاویه چرخش بر اساس اندازه گیری جابجایی تعیین می شود اس1 اس2 . در آزمایشات فوکو، سرعت چرخش 800 دور در ثانیه، پایه بود لاز 4 تا 20 کیلومتر متغیر است. مقدار پیدا شد با= 298000500 کیلومتر بر ثانیه.

فوکو اولین کسی بود که با نصب خود سرعت نور در آب را اندازه گرفت. فوکو با قرار دادن لوله ای پر از آب بین آینه ها متوجه شد که زاویه جابجایی * برابر افزایش یافته است و بنابراین، سرعت انتشار نور در آب محاسبه شده با استفاده از فرمول نوشته شده در بالا برابر با (3/4) است. با. ضریب شکست نور در آب، که با استفاده از فرمول های تئوری موج محاسبه می شود، برابر است، که کاملاً با قانون اسنل سازگار است. بدین ترتیب، بر اساس نتایج این آزمایش، اعتبار نظریه موجی نور تأیید شد و یک قرن و نیم اختلاف به نفع آن پایان یافت.

1.5 روش مایکلسون

در سال 1926، نصب مایکلسون بین دو قله کوه ساخته شد، به طوری که مسافت طی شده توسط پرتو از منبع تا تصویر آن پس از بازتاب از اولین وجه یک منشور آینه ای هشت ضلعی، آینه است. M 2 - M 7و وجه پنجم حدود 35.4 کیلومتر بود. سرعت چرخش منشور (تقریباً 528 rps) طوری انتخاب شد که در طول زمان انتشار نور از وجه اول تا پنجم، منشور زمان چرخش 1/8 دور را داشت. جابجایی احتمالی اسم حیوان دست اموز با سرعت انتخاب نادرست نقش یک اصلاح را بازی کرد. سرعت نور تعیین شده در این آزمایش برابر با 2997964 کیلومتر بر ثانیه بود.

در میان روش‌های دیگر، ما به اندازه‌گیری سرعت نور در سال 1972 با تعیین مستقل طول موج و فرکانس نور اشاره می‌کنیم. منبع نور، تابش لیزر هلیوم-نئون تولید کننده تابش 3.39 میکرومتر بود. در این مورد، طول موج با استفاده از مقایسه تداخل سنجی با طول استاندارد تابش نارنجی کریپتون و فرکانس با استفاده از روش های مهندسی رادیویی اندازه گیری شد. سرعت نور

با این روش 299792.45620.001 کیلومتر بر ثانیه تعیین شد. نویسندگان این روش معتقدند که دقت به دست آمده را می توان با بهبود تکرارپذیری اندازه گیری استانداردهای طول و زمان افزایش داد.

در نتیجه، توجه می کنیم که هنگام تعیین سرعت نور، سرعت گروه اندازه گیری می شود و، که با فاز یک فقط برای خلاء منطبق است.

ارسال شده در Allbest.ru

اسناد مشابه

تقسیم فضای چهار بعدی به زمان فیزیکی و فضای سه بعدی. ثبات و همسانگردی سرعت نور، تعریف همزمانی. محاسبه اثر ساگناک با فرض ناهمسانگردی سرعت نور. بررسی خواص پارامتر NUT.

مقاله، اضافه شده در 2015/06/22


تابش مرئی و انتقال حرارت. منابع نور طبیعی، مصنوعی و نور حرارتی. انعکاس و شکست نور. سایه، نیم سایه و پرتو نور. ماه گرفتگی و خورشید گرفتگی. جذب انرژی توسط بدن تغییر سرعت نور.

ارائه، اضافه شده در 2011/12/27


تبدیل نور هنگامی که روی مرز دو محیط می افتد: بازتاب (پراکندگی)، انتقال (انکسار)، جذب. عوامل تغییر در سرعت نور در مواد. تظاهرات پلاریزاسیون و تداخل نور. شدت نور منعکس شده

ارائه، اضافه شده در 2013/10/26


توسعه مفهوم فضا و زمان. پارادایم علمی تخیلی اصل نسبیت و قوانین بقا. سرعت مطلق نور. پارادوکس خطوط بسته جهان. کاهش سرعت گذر زمان بسته به سرعت حرکت.

چکیده، اضافه شده در 05/10/2009


مفهوم پراکندگی نور. پراکندگی نرمال و غیرعادی. نظریه کلاسیک پراکندگی. وابستگی سرعت فاز امواج نور به فرکانس آنها. تجزیه نور سفید توسط یک توری پراش. تفاوت در پراش و طیف منشوری.

ارائه، اضافه شده در 2016/03/02


دستگاه سر فتومتریک. شار نور و قدرت منبع نور. تعیین شدت نور، روشنایی. اصل نورسنجی مقایسه میزان روشنایی دو سطح ایجاد شده توسط منابع نوری مورد مطالعه.

کار آزمایشگاهی، اضافه شده 03/07/2007


اصول اولیه اپتیک هندسی. بررسی قوانین انتشار انرژی نور در محیط های شفاف بر اساس مفهوم پرتو نور. روش های نجومی و آزمایشگاهی اندازه گیری سرعت نور، در نظر گرفتن قوانین شکست آن.

ارائه، اضافه شده در 05/07/2012


اندازه گیری طیفی شدت نور بررسی پراکندگی نور در کلوئیدهای مغناطیسی فریت کبالت و مگنتیت در نفت سفید. منحنی های کاهش شدت نور پراکنده در طول زمان پس از خاموش کردن میدان های الکتریکی و مغناطیسی.

مقاله، اضافه شده در 2007/03/19


مبانی نظری دستگاه های نوری-الکترونیکی. عمل شیمیایی نور. اثرات فوتوالکتریک، مغناطیسی نوری، الکترواپتیکی نور و کاربردهای آنها. اثر کامپتون اثر رامان فشار سبک. اعمال شیمیایی نور و ماهیت آن

چکیده، اضافه شده در 11/02/2008


نظریه موج نور و اصل هویگنس. پدیده تداخل نور به عنوان توزیع مجدد فضایی انرژی نور در طول برهم نهی امواج نور. انسجام و شارهای نوری تک رنگ. خواص موجی نور و مفهوم قطار موجی