光学的发展

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1、光学的发展 教学目的和要求： 把握：几何光学概念及其进展的过程；牛顿对光的色散的研究；人们 对光的本性认识的探讨过程；光速测定的几种测量方法； 了解：对光谱的认识过程。光谱分析的方法是如何建立的。 教学重点，难点： 几何光学概念及其进展的过程；牛顿对光的色散的研究；人们对光的 本性认识的探讨过程；光速测定的几种测量方法；教学内容：1.光学的历史概述一 早期光学 古代光学差不多上停留在几何光学的研究和总结上。 公元前 5 世纪墨经、北宋时期沈括的梦溪笔谈都有记载。 如投影、小孔成像、平面镜、凸面镜、凹面镜等。古希腊时期的天文学家托勒密专门作过光的折射实验， 写有光学5 卷，记载折射角与入射角成正

2、比 . 欧几里德在其反射光学中记载了光的反射； 中世纪时阿拉伯人阿勒哈增( 965-1038)著光学全书，讨论了 许多光的现象。二 折射定律的建立1开普勒的工作1611年写了折光学，记载了两个实验。第一个实验：比较入射角和折射角：如图 6-1-1，日光 LMN 斜射到器 壁DBC上，BC边沿的影子投射到底座于 HK ;另一部分从DB射进一玻璃 立方体ADBEF内，阴影的边沿形成于IG。按照屏高BE和两阴影的长度E H和EG,就可算出立方体的入射角和出射角之比。第二个实验：如图6-1-2,用一个圆柱性玻璃，令光线沿S1和S2入射， 通过圆柱中心的光线S1方向不变，和圆柱边沿相切的光线 S2偏折最

3、大， 并发觉最大偏折角约为 420。全反射的发觉：令AB为玻璃与空气的分界面，如图6-1-3。光线从空气进入玻璃发 生折射，由于最大偏折角为420，因此进入玻璃的光线将构成一个夹角为 4 20X 2=840的锥形MON。若有一束光刀从玻璃射向空气，当入射角大于420时，则到达O点后，将既不能进入空气，也不能进入 MON锥形区域， 必定反射为刀。2. 斯涅耳的工作荷兰人，1621年从实验得到折射定律。方法和开普勒差不多相同， 但斯涅耳发觉，比值OS /OS恒为常数，并由此导出图中所示式子。3. 笛卡儿的工作1637年出版的方法论中记载了笛卡儿的方法：他将空气和其他介 质（如玻璃或水）的界面看作是

4、一层专门脆薄的布，设想有一小球斜方向 投向界面，当球穿过薄布时，在垂直于界面的方向缺失了部分速度，但平 行于界面的方向上的速度不变。据此他得出：visin i 二vrsin r因此有:sin i /sin r =vr/vj=常数-“这正是折射定律的正弦表达式 光速的平行一一光速比光疏媒质大。这明显差不多上人卷f14.费马的工作1661年费马用最短时刻原理推出了折射定律：即輕竺1 =准jki尸 叫但町他假设介质交界面两侧的,为使理论与实验数据相符，必须假设光密媒质内的昔误的即 t = 0ax/可得匚竺1=竺:同时证明了光从光疏媒质进入光密媒质时向法线方向偏折。如此，从托勒密开始，通过了 1500

5、年左右的时刻才得到了严格的折射 定律，连同光的直线传播和反射定律一起构成了几何光学的理论基础。三光学仪器的研制1. 眼镜的制造1299年由意大利人阿玛蒂发明并制造了眼镜。2. 荷兰望远镜1608年，荷兰人李普塞(Ha ns Lippershey)制成第一台望远镜：他用一 个凸透镜作为物镜，用一个凹透镜作为目镜组合而成。现在仍把这种组合 称为荷兰望远镜。3伽利略的改进伽利略明白后专门快改进成放大 32 倍，随后又制成放大 1000 倍的望 远镜，并用它对天体进行了观看， 于 1 6 1 0年写出了星际使者 的小册子， 有力支持了哥白尼的日心讲。4开普勒望远镜1611 年开普勒出版了 屈光学，讲明

6、了荷兰望远镜和显微镜所涉及到 的光学原理。并设计了一种用两个凸透镜构成的天文望远镜，即开普勒望 远镜。这种望远镜专门快就取代了荷兰望远镜。因为它视野宽，且能把一 个遥远的物体的像与放在两个透镜共同焦点处的一个小物体相比较。这种 比较导致了后来测微计的发明。 第一台开普勒望远镜由天文学家沙伊纳于 1 6131617年制造。5显微镜 几乎与望远镜同时，荷兰人发明制造了显微镜，由眼镜制造师詹森 (Ja nsse n发明：由一双凸透镜作物镜和一个双凹透镜作目镜组合而成。后来， 意大利那不勒斯的冯特纳(Fontana)第一个用凸透镜代替了凹透镜目镜。6. 胡克的显微镜1665 年，胡克出版显微图象，并制

7、造一带聚光镜的显微镜：用两个 平凸透镜分不作物镜和目镜，用一球形聚光器来照亮待观看的物体。7. 反射式望远镜 1668年，牛顿设计并制造了第一架小型反射式望远镜，全长 15厘米，口径 2.5厘米，但其放大倍数和当时使用的 2米长的望远镜相同。 1671 年 又制造了第二架较大的反射式望远镜，全长 1.2米，口径 2米，献给了英国 皇家学会，现仍储存在英国皇家学会图书馆。四 牛顿的色散研究1 色散的早期研究 十三世纪，德国一位传教士西奥多里克(Theodoric)曾用实验仿照天上的虹，他用阳光照耀装满水的大玻璃球壳，观看到了和空中一样的虹， 并讲明彩虹是由于空气中水珠反射和折射阳光造成的。由于受

8、亚里士多德 教义的阻碍，他讲各种颜色的产生由于光受到不同阻滞所引起的。 笛卡儿在方法论的一篇附录中专门讨论了彩虹，并介绍了他所做的棱镜实验：他用棱镜将阳光投射到荧屏上，发觉不论光照到棱镜 的那一部位，折射后屏上的图象差不多上一样的。从而否定了光是由于受 到不同阻滞而产生不同颜色的讲法。由于笛卡儿的屏离棱镜太近(只有几厘米) ，他没有看到色散后的整个 光谱。只注意到光带的两侧分不出现兰色和红色。 1648年，法国的马尔西用三棱镜演示色散成功。 只是他的讲明错了。他认为红色是浓缩了的光，兰色是稀释了的光；之因此显现五光十色，是 由于光受到物质的不同作用。2咨询题17 世纪正当望远镜、显微镜咨询世，

9、伽利略用望远镜观看天体，胡克 用显微镜观看微小物体。然而，当放大倍数增大时，这些仪器显现了像差 和色差，人们深感困惑，什么缘故图象的边缘总会显现彩色？这和彩虹有 没有共同之处？如何样才能排除？3牛顿的色散实验这一时期，牛顿正在剑桥大学学习，他的老师巴罗对光学专门有研究， 牛顿还帮巴罗编写光学讲义 ，使他对光学产生了浓厚爱好。他亲自动手 磨制透镜，想按自己的设计装配出没有色差的显微镜和望远镜。那个愿望 鼓舞他对光和颜色的本性进行深入的研究。牛顿从笛卡儿的棱镜实验、胡克及玻意耳的分光实验得到启发，他将 室外阳光经一小洞引入室内，经三棱镜后投射到对面的墙上。如此从三棱 镜到墙的距离达到67米，从而获

10、得了展开的光谱。而他之前的实验者均 由于屏离折射位置太近而只能看到两侧的彩色光带。牛顿意识到展开的光谱可能是由于不同颜色的光具有不同的折射性能 造成的，因此作了如下实验： 如图在一张黑纸上画一条线 abc,半边ab为红色，半边be为兰色,通过棱镜观看，只见这根线仿佛折断了似的，分界处正是红兰之交，兰色 部分比红色部分更靠近棱镜。可见兰色光比红色光折射更厉害。为了证明色散现象不是由于棱镜和阳光的相互作用及其它缘故造 成的,牛顿又作了以下实验： 他拿三个棱镜作实验，三个棱镜完全相同，只是放置方式不同，如 下图。如果色散是由于光线和棱镜的作用引起的,通过第二和第三棱镜后, 这种色散现象应进一步加大。

11、明显实验结果不支持这一观点。 他用两块木版各开一小孔F和G，并分不放于三棱镜两侧，光从 S 处平行射入F后，经棱镜折射穿过小孔G，到达距木版DE 4米的另一块木 版de上，投过小孔g的光再经棱镜abc的折射后，抵达墙壁 MN。使第一 个棱镜 ABC 慢慢绕其轴旋转, 如此第二块木版上不同颜色的光相继穿过小 孔g到达三棱镜abc。实验结果是：被第一个三棱镜折射最厉害的紫光，通 过第二个三棱镜时也偏折的最多。结论：白光是由折射性能不同的各种颜 色的光组成。 有人提出光谱变长是因为衍射效应，为此牛顿又作如下实验：取一长而扁的三棱镜,使它产生的光谱相当狭窄。当屏放在位置1 时,屏上显示仍为白光；当将屏

12、倾斜到位置 2 时,就可看到分解的光谱。这一实验讲 明：光谱只涉及屏的角度,结果与棱镜无关。因而也就否定了衍射效应的 讲法。在色散实验的基础上,牛顿总结出以下几条规律：1. 光线随其折射率不同,颜色也不同。色是光线固有的属性。2. 同一颜色的光折射率相同,不同色的光折射率不同。3. 色的种类和折射的程度是光线所固有的, 可不能因折射、 反射或其它 任何缘故而改变。4. 必须区分两种颜色,一种是原始的、 单纯的色, 另一种是由原始的颜 色复合而成的色。5. 本身是白色的光线是没有的， 白色是由所有色的光线岸适当比例混合 而成。6. 自然物质的色是由于对某种光的反射大与其它光的反射的缘故。7. 把

13、光看成实体有充分依据。 8.由此可讲明棱镜色散和虹。 2.光的波动讲和微粒讲的论争一 光的微粒讲 对光的本性自古以来就有两种认识：波动讲和微粒讲，代表人物 分不是惠更斯和牛顿。近代微粒讲最早由笛卡儿第一提出，他认为光是由 大量微小弹性粒子所组成，并用此讲明了光的反射和折射。后来牛顿进展 了微粒讲，并和波动讲展开了长期的争斗。二 早期的波动讲1胡克胡克主张光是一种振动，是类似水波的某种快速脉冲。在 1667 年出版 的显微图象中他写到： “在一种平均介质中这一运动在各个方向都以相 等速度传播，因此发光体的每一个脉动都必将形成一个球面。那个球面将 持续的增大，就如同把一石块投入水中后在水面一点周围

14、的环状波膨胀为 越来越大的圆圈一样（尽管要快得多） 。由此可见，在平均媒质中激起的这 些球面的所有部分都与射线以直角相交。 ”2惠更斯荷兰物理学家惠更斯进展了胡克的思想。 他提出光是发光体中微小粒子的振动在充满于宇宙空间的以太中的 传播过程。1678 年他向法国科学院报告了自己的论点，并于 1690年以光学正 式发表。他写到：“如果注意到光线向各个方向以极高的速度传播，其射 线在传播中，一条穿过另一条而互相毫无阻碍，就能够完全明白：当我们 看到发光的物体时，决可不能是由于那个物体发出的物质的迁移所引起 的。” 他认为光的传播，并不是媒质以太粒子本身的远距离移动，而是发 光体中微小粒子的振动通过

15、象沿着一排互相衔接的钢球传递一样，当第一 个球受到碰撞，碰撞运动就会以极快的速度传到最后一个球。惠更斯原理下图是惠更斯描画光波的示意图。他用子波和波阵面的概念论述 了光的传播原理 -惠更斯原理： 光在传播过程中， 使以太中的每一个受激粒 子都变成一个球形子波，每一个子波在发光点和子波中心的连线方向上形 成的波前的组合，构成一波阵面；形成的波阵面上的每一点又都变成一个 球形子波的中心。并用这一原理讲明了光的反射和折射。对双折射的讲明1669年，丹麦的巴塞林纳斯(Bartholinus)发觉了双折射现象：当 他用方解石观看物体时，注意到有双像显示。通过反复试验，确定是这种 晶体对光有两种折射：平常

16、折射和非平常折射。惠更斯得知这一情形后，重复并证实了这一实验，同时观看到其 它晶体(如石英)也有类似效应。惠更斯对这一现象作了如下讲明：平常 光线仍遵循折射定律，非平常光线则不遵循折射定律，可能是因为方解石 等晶体的颗粒具有专门形状，以至光波通过时，在某一方向传播的更快一 些。因此显现了不同的折射。早期的波动理论缺乏数学基础，还专门不完善，而牛顿的微粒讲 因符合力学规律而占据统治地位 .3. 托马斯杨(Thomas Young)1773年 6 月出生在英国的一个富裕家庭，青年时就多才多艺，通 晓希腊语、拉丁语、法语、意大利语等语言，能演奏多种乐器，先后在伦 敦、爱丁堡、哥廷根学医，于 1796

17、年获哥廷根医学博士学位， 1799年开始 行医。托马斯杨的光学研究，始于对视觉器官的研究，他第一个发觉 眼球在凝视不同距离的物体时会改变晶状体的曲率。1800 年发表了 关于光和声的实验咨询题 ，对光的微粒讲提出异 议：既然发射光微粒的力是多种多样的，为何所发的光的速度相同？ 光由一种媒质进入另一种媒质时，为何同一类光有的被反射，有的透射？ 托马斯杨认为光和声音类似；按照水波的叠加现象，声波也会由于叠加 而显现声音的加大和减弱，光波也应如此。并第一提出“干涉”术语。1801 年发表光和色的理论，以假讲的形式阐述了光的波动理论：整 个宇宙充满了以太，光是发光体在以太中激起的波动，光的颜色取决于光

18、 波动的频率。并提出闻名的干涉原理。干涉原理：“同一束光的两个不同部分，以不同的路径要么完全一 样地，要么在方向上十分接近地进入眼睛，在光线光程差是某个长度的整 倍数的地点，光就增强，而在干涉区域的中间部分，光将最强。关于不同 颜色的光来讲，那个长度是不同的。”为了验证自己的理论，托马斯杨作 了闻名的杨氏双缝干涉实验。杨氏双缝干涉实验：屏上显现了彩色干涉条纹。托马斯杨对牛顿环的讲明；实验中显现的明暗条纹，确实是由不同 界面反射出的光的互相叠加产生干涉的结果，位相相反的叠加互相抵消， 位相相同的叠加相互加大。并用牛顿环第一个测出了在空气中红光和紫光 的波长分不约为 1/36000 英寸和 1/6

19、0000英寸。用干涉原理对光的衍射的讲明： 1803年发表关于物理光学的实 验和运算，文中通过一实验对光衍射现象进行了讲明：用一束光照耀一条 宽约 1/30 英寸的硬纸条， 观看投射到墙上或屏上的影子。 “在阴影的两侧可 看到这种彩色条纹，阴影本身也被较细的条纹所分割，阴影的正中间却是 白色的。这些条纹是通过硬纸条边缘时发生了折射 -确切的讲发生了绕射 - -后进入阴影区产生的联合效应。 ”托马斯杨不足：缺少严密的数学分析，理论探究要紧依靠于类 比法。因此在当时的英国，他的研究未受重视，反而遭到了攻击，后来一 度转向了语言学研究。4菲涅耳 (Augustin Jean Fresnel)： 法国

20、人，工程师，熟知数学。 1815 年向法国科学院提交第一篇关 于光的衍射的论文，以子波相干叠加的思想补充了惠更斯原理，进展成为 惠更斯菲涅耳原理。他认为： “在任何一点的光源振动，能够看作在同一 时刻传播到那一点上的光的元振动的总和，这些元振动来自所考察的未受 阻拦的波的所有部分在它往常位置的任何一点的各个作用。 ” 独立发觉了光的干涉原理(但晚于托马斯杨)1814和 1818年，设计了两个闻名的双光束干涉实验： 菲涅耳双棱 镜实验和菲涅耳双面镜实验，巧妙获得相干光源，排除了微粒讲者对托马 斯杨的双缝实验的非难和曲解。泊松亮斑 为了推进微粒讲的进展， 1818 年法国科学院提出了有奖征文，菲涅

21、耳 在阿拉果的鼓舞和支持下，提交了应征论文：他以严密的数学推理，从横 波的观点动身，圆满的讲明了光的偏振，并用半周带法定量的讲明了圆孔、 圆板等形状的障碍物所产生的衍射花纹，推出的结果与实验符合的专门好。 在评审菲涅耳的论文时，法国数学物理学家泊松应用菲涅耳对光绕过障碍 物衍射的数学方程证明：如果在光束传播路径上放置一块不透亮的圆板， 则在放在其后的屏上，应观看到圆板黑影的中央显现一个亮斑。称为泊松 亮斑。菲涅耳做了一个实验，果然在阴影的中央显现了一个亮斑。托马斯 杨的双缝干涉实验和波松亮斑证实了光的波动性。马吕斯关于偏振现象的发觉： 1808年底的一个傍晚，马吕斯通过方解石晶体眺望日落时卢森

22、堡 宫的窗子时，只能看到一个太阳的像，后来他用蜡烛光进行了实验，在一 篇文章中他写到：“通过一晶体去看反射在该物体或液体表面的蜡烛的像 时，我们大体上能够看到两个像；但如果以视线为轴，将晶体沿该轴转动 的话，则一像的亮度减小而另一像的亮度增加。但若超过了某种限度，那 么往常亮度削弱的像又开始增强其亮度，而往常亮度增加的像的亮度相应 变弱。我们必须大致测定光度最弱的一点，以使两像之一完全消逝为止。 在该距离确定以后，如果我们连续慢慢的转动晶体，我们就能够觉察出， 每转动 1/4 周，两像之一就交替的消逝一次。 ”马吕斯称其为“光的偏振” 。马吕斯关于偏振现象的讲明： 马吕斯用微粒讲的观点进行了讲

23、明，他认为，光粒子不是球形的， 他们像磁石有两个极，在通常的光线中，光粒子在空间中取向杂乱无章， 当光从玻璃表面或水面上反射时，光粒子会自行分类。当光以某一特定角 度入射时，这种分类最完全，所有反射出的光粒子取向一致，是完全“极 化”的。偏振现象的发觉及其讲明，对光的波动讲是一严肃挑战。托马斯杨写信给马吕斯讲：“您的实验证明了我采纳的理论有不足之处，然而 这些实验并没有证明它是虚伪的。 ”1814年托马斯杨第一提出：可用干涉原明白得释偏振现象，但 其讲明却不完善。在托马斯杨的启发下，1816年至1818年菲涅耳与阿拉 果合作进行了一系列实验，试图找出干涉原理与偏振的关系，他们发觉： 通过方解石

24、分离出的两列折射光之间可不能产生干涉现象。1817年1月和1818年4月托马斯杨先后两次写信给阿拉果，讨论有 关偏振咨询题，并把光比作绳索和弦的振动，建议他们把光看成一种横波。 阿拉果把信给菲涅耳，菲涅耳赶忙看出：这一比喻为互相垂直的两束偏振 光不能相干提出了讲明。并于 1819年发表了关于偏振光线的相互作用 ， 于1821年发表了光的横波性理论。托马斯杨和菲涅耳的发觉，标志着光 学进入了新的进展时期 -弹性以太光学时期。 1850年傅科测定了光在水中 和空气中的速度，给光的粒子讲以最后的打击，从此光的波动讲占据了统 治地位。19 世纪 60 年代，麦克斯韦发表了电磁场理论， 并运算出电磁波的

25、 传播速度和光速相等，明确提出光是一种电磁波。揭示了光和电磁波的统 一性。约 20 年后被赫兹实验证实。三 光的波粒二相性19 世纪末 20 世纪初，光学的研究深入到光的产生、 光与物质的相 互作用等领域，由于光的波动讲无法讲明光电效应，但粒子讲能够讲明。爱因斯坦为此提出了光的波粒二相性理论。 21世纪面对牛顿如日中天 的气概，杨以不唯名的勇敢精神讲： “尽管我仰慕牛顿的大名，但我并因此 非得认为他是百无一失的。我遗憾地看到他也会弄错，而他的权威也许有 时甚至阻碍了科学的进步。 ” 设计了杨氏双缝实验，证明了光的干涉现象。3. 光速的测定 光在真空中的传播速度是一个极其重要的物理量，能否准确测

26、定是物 理实验技术水平和理论水平的标志。一 早期的实验在光速的咨询题上物理学界曾经产生过争吵，开普勒和笛卡尔都认 为光的传播不需要时刻，是在瞬时进行的。但伽利略认为光速尽管传播得 专门快，但却是能够测定的。1607 年，伽利略进行了最早的测量光速的实验：在已知距离的两 个高山峰上，放两盏灯，利用接收灯闪亮的时刻去除间距，来测光速，但 误差较大。二 天文学方法1由木卫蚀测量光速由丹麦人奥罗斯罗末（1644-1710）于1675年提出。木星有13个 卫星，10 （木卫一）是木星的一颗卫星，绕木星旋转一周的时刻约42小时28分 16 秒，因此在地球上看 I0 蚀也应是 42 小时 28分 16 秒一

27、次，但他在 观测木卫 I 的隐食周期时发觉：在一年的不同时期，它们的周期有所不同； 在地球处于太阳和木星之间时的周期与太阳处于地球和木星之间时的周期 相差十四五天。他认为这种现象是由于光具有速度造成的，由于地球在公 转轨道上转动，两次观测木星时地球在自己轨道的位置不同，导致木星与 地球的距离不一样，从 I0 发出的光信号到达地球的时刻也就不同。用两次 木卫蚀的时刻差去除两次木星与地球的距离差，即可求得光速。他还推断 出光跨过地球轨道（两次木卫蚀地球距 I0 的距离差）所需要的时刻是 22 分钟。 1676年 9 月，罗麦预言估量 11 月 9日上午 5点 25 分 45 秒发生的木 卫食将推迟

28、 10 分钟。巴黎天文台的科学家们怀着将信将疑的态度，观测并 最终证实了罗麦的预言。罗麦的理论没有赶忙被法国科学院同意，但得到了闻名科学家惠 更斯的赞同。惠更斯按照他提出的数据第一次运算出了光的传播速度： 214000 千米/秒。尽管那个数值与目前测得的最精确的数据相差甚远，但那个结果 的错误不在于方法的错误，只是源于罗麦对光跨过地球的时刻的错误估量， 现代用罗麦的方法通过各种校正后得出的结果是298000千米/秒，专门接近于现代实验室所测定的精确数值。意义：揭示了光的传播需要时刻，即光速有限2由光行差测量光速18世纪20年代，英国天文学家布拉德雷（Bradley）发觉了恒星的 光行差现象，再

29、次证明了光速有限，并算出了光速值。17251728年间，布莱德雷在地球上观看恒星时，发觉恒星的视位置 在持续地变化，在一年之内，所有恒星看起来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 时需要一定的时刻， 而在现在间内， 地球已因公转而发生了位置的变化 如 右图，若当人从B点运动到A时，恒星发出的光线从C点传播到A，则光 速和地球的公转速度之比为：c/v二CA/BA二tan a,由此测得光速为：C=299 930 千米 /秒。三 光速的实验室测定1849年，法国人菲索（1819-1896）用齿轮旋转法测得光速为3.15X 108 米/秒。他是第一个

30、首次证明光速能够在实验中测得的人。另外,法国人 傅科、美国人纽克姆等都对光速测定做过奉献。1 旋转齿轮法：1849 年法国物理学家斐索首次在实验室利用齿轮的旋转测定了光 速。其装置如下：操纵齿轮转速,使其由零逐步增加,观看者开始将看到 闪光,当齿轮旋转而达到第一次看不到光时,齿缝被齿所代替,再增加转 速,当看到光且不再闪时,讲明光往返的时刻和齿轮转过一齿的时刻正好 相等。据此即可算出光速。 菲索测得的光速是 315000千米/秒。由于齿轮有 一定的宽度,用这种方法专门难精确的测出光速。2傅科的旋转平面镜法1850 年斐索的朋友和合作者傅科设计了旋转平面镜法测定光速,如下 图所示。所测速度为 2

31、98000500 千米 /秒。傅科测定水中光速光线经旋转镜m反射到M和M T管中装有水，一束光经空气 折返，一束光经水折返。结果证明，两光束所用时刻不同。3.阿尔伯特迈克尔逊（1926）旋转棱镜法迈克尔逊从 1879年开始对光速进行了长达 50 年的测量工作，差不多 上沿用了傅科的方法，后来将斐索的齿轮法和傅科的转镜法相结合，创立 了棱镜旋转法。棱镜旋转的转速能够测定，由发光和接收光的时刻、棱镜转速和光来 回传递距离的数学关系，能够导出光速来。转镜是一个正八面的钢质棱镜，从光源S 发出的光射到转镜面 R 上，经 R 反射后又射到 35 公里以外的一块反射镜 C 上。光线再经反射后又回到 转镜。

32、所用时刻是t=2D/c。在t时刻中转镜转过一个角度。实验时，逐步加 快转镜转速，当转速达到 528转/秒时，在 t 时刻里正好转过 1/8 圈。返回 的光线恰恰落在棱镜的下一个面上，通过半透镜 M 能够从望远镜里看到返 回光线所成的像。用这种方法得到 c=2997964 公里秒。1907年，阿尔伯特迈克尔逊是第一位获诺贝尔物理奖的美国科 学家。4其他方法 克尔盒法： 1928年，卡娄拉斯和米太斯塔德第一提出利用克尔盒法 来测定光速。 1951 年，贝奇斯传德用这种方法测出的光速是 299793千米/ 秒。 微波谐振腔法 1950年埃森最先采纳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

33、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n D和波长之比有如下的关系： n D=2.404825入，因此能够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 10 厘米，所得光速的结果为 299792.51km/s 激光测速法 1970年美国国家标准局和美国国立物理实验室最先运用 激光测定光速那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=v入）.由于激光的频率和波长的测量精确度已大大提升，因此用激光 测速法的测量精度可达 10-9，比往常已有最周密的实验方法提升精度约1

34、00倍1972年，埃文森测得了目前真空中光速的最佳数值：299792457.4士 0.1米/秒。按照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=299792.458士 0.001km/s光速的理论值为c 1/ 一0一029979250km/s顺便指出一点：各种测量光速的方法，得到的结果都专门一致，这也 成为光速不变性的一个有力佐证。四超光速咨询题对光速极限那个结论要加几点注解。有一种不正确的明白得，认为光速极限是一切速度的极限。实际 上，光速只是物体运动速度的一种极限，或能量传递速度的一种极限。如 果不注意那个条件，一样地谈速度。那么，超光速的现象在物理学中是存 在

35、的。举一个极常见的例子。在节日的晚上，当探照灯射向高空的云层 时，由于云层的反射，你会在云层上看到一个亮点。当地面上的探照灯慢 慢转动时，亮点却以极快的速度在运动。如果能有足够高的云层，那个亮 点的速度就能够超过光速。这时，沿着亮点运动的轨道并没有能量的传递， 因此它的速度并不受光速极限的限制。七十年代以来，射电天文观测的辨论率大大提升。利用所谓甚长 基线干涉仪，则其辨论率相当于站在拉萨古城能够看清哈尔滨的一张邮票。用这种技术发觉，许多类星体中包含两个相对称 的射电子源。更有味的是，发觉有的类星体两个子源的间距在持续地增大。 由间距增大的速率能够推算出两个子源的分离速度。关于3C345, 3C

36、273,3C279等几个类星体，那个分离速度都超过光速，有的甚至达到光速的十 倍！有一种讲明这种超光速的模型，确实是认为类星体的中心母体喷 射出两股相反方向的粒子流（相当于探照灯的光），它照耀在星系际介质上（相当于高空中的云） ，从而激起射电辐射（相当于亮点） 。因此，只要中 心母体有小的摆动。粒子流照耀所激起的辐射区就会迅速地移动。光速不 是这种辐射区移动速度的极限，因而超过光速是许可的。因此，“探照灯”模型只是超光速运动的一种可能的讲明。还有许 多其它模型也都能够讲明超光速现象。目前那个咨询题还没有公认的合明 白得释，需要进一步的观测以检验哪一种机制更加合理 。五 “以太漂移”的测定1早期

37、对“以太”的认识： 古希腊时期，亚里士多德假想月球以上的天体是由第五种元素“以 太”构成； 17 世纪中期，笛卡儿提出“以太旋涡”假讲：宇宙空间充满一种稀 薄的“以太”物质，并围绕各个天体旋转形成旋涡，吸引周围的物体向中 心靠拢； 惠更斯认为光是一种机械波， “以太”确实是传播光波的媒质； 进入 19 世纪，法拉第把“以太”看作是力线的载荷物；麦克斯韦也 用以太运动讲明电磁现象， 至 19世纪末， 物理学界普遍认为 “以太”是电、 磁、光现象的共同载体。2“以太”的运动观： 1818年菲涅耳提出静止以太讲：地球关于以太来讲，是由极为多 孔的物质组成，以太在其中运动几乎不受任何阻碍，地球不能或只

38、能极其 柔弱的拖曳以太。1845 年斯托克斯提出完全拖曳讲：认为地球表面，以太与地球有 相同的速度，只有在远离地球的地点，以太才不能被拖曳，处于静止状态。1851年菲索提出部分拖曳讲：他用顺着和逆着水流行进的两束光 干涉的实验讲明了以太既不是完全静止的，也不是完全被拖曳，只是部分 被拖曳。其拖曳程度由物体的性质决定。如空气不能拖曳以太，水能够部 分拖曳。至 19 世纪末，人们差不多形成了如此一种认识：宇宙间充满了以 太，它是绝对静止的（绝对空间的参照物） ；天体在以太中穿行，但并不拖曳以太；以太渗透到一切物体中，并被部分拖曳，但却不受大气运动的阻 碍。3“以太漂移”的测定 斐索的流水实验185

39、1 年，斐索在流水中比较光速，实验原理如下图 ,光源发出的光经半 透镜反射进入两狭缝S1和S2形成两光束，进入水管，一束顺水流方向， 一束逆水流方向，均经反射镜 M反射，在S 处会合发生干涉。观看干涉 条纹能够检查因受水流曳引形成的光程差。如果水中的以太不被流水曳引， 两束光在水中的速率是一样的，不管水是否流淌，干涉条纹都可不能发生 变化。如果以太被流水曳引，拖曳系数为k，水流的速度为v,则以太被拖曳的速率为kv;两束光在流水中有关于地球的速率就不相同，因此便能看 到干涉条纹的变化。光在流水中有关于地球的速度为：c二c/n士 kv,斐索通过 实验测得k=0.46,表明水中的以太被部分拖曳。（1

40、817年，菲涅耳通过理 论导出以太被物体拖曳的常数为 1-1/n2。对水而言，其值为0.438,两结果 一致。 ）按照菲涅耳理论，关于地球表面的空气，n1,因此k=0。表明 空气对以太没有拖曳作用。然而这一公式的意义,当时并没有被人所明白 得。直到爱因斯坦建立了相对论才得到圆满的讲明。 迈克耳逊干涉仪：1881 年迈克耳逊设计了一种干涉仪,如图,用于查找绝对静止的以太 是否存在。当两光束有一定光程差时,在 d 处则显现干涉条纹。如果以太是 静止不动的,则由于地球绕太阳的运转,地球表面应有“以太风”刮过。 这以太风相当于斐索实验中水的流淌。如果把仪器转动90度,则必定会显现条纹的移动。通过推导，

41、条纹的移动量为：二c t /入，估量应有0.4条纹的移动, 但实验结果只有 0.1 条纹的移动, 而这一微小数值能够明白得 为实验中的误差。1887 年迈克尔逊与莫雷合作,对仪器改进后又进行了更周密测量：将 整个光学系统安装在大石板上,再将石板浮在水银槽上,能够自由旋转改 变方位。光路经多次反射，光程可达 11米。但结论仍是“零结果” 。因此 得出：以太被完全拖曳；全然不存在以太。早在 1728 年，英国天文学家布来得雷在他的光行差实验中，就已 判明以太没有被太阳拖曳 （洛奇的转盘实验也证明以太静止 ），以太有关于太 阳是静止的。迈克尔逊和莫雷仍倾向于完全曳引假讲，但从完全曳引假讲必定 会得出

42、如此一个结论：在运动物体表面有一速度梯度的区域，如果靠得专 门近，总能够觉察出这一效应。 洛奇的转盘实验1892 年，英国物理学家洛奇做了一个钢盘转动实验，以实验“以 太”的漂移。他把靠得专门近的大钢锯圆盘（直径 3 英尺）平行的装在电 机的轴上，使其高速旋转（可达 4000 转/分）。一束光经半透镜分为两路， 分不沿相反方向在钢盘之间走三圈，再回合于望远镜产生干涉条纹。如果钢盘转动拖曳周围以太旋转，则两路光线将产生时刻差，造 成干涉条纹移动。但实验结果为：不论钢盘转速如何，钢盘正转或反转，造成的条 纹移动都在误差范畴以内。从而证明以太静止。因此迈克尔逊莫雷实验 的“以太风的零结果”表明：以太

43、全然不存在。 4. 光谱的研究一 光谱的早期研究1666 年牛顿的色散实验开始了光谱研究的历史， 由于他用圆孔作 光阑，并没有观看到光谱谱线。1748 年-1749年间，英国的梅耳维尔用棱镜观看了多种材料的火 焰光谱，包括纳的黄线。1800 年，英国天文学家赫谢尔测量了太阳光谱中各部分的热效 应，发觉红端辐射温度较高。他注意到红端以外的区域，也具有热效应， 从而发觉了红外线。海1801年，德国科学家里特（Ritter）发觉在光谱紫色的外侧仍能使氯 化银变黑，且比紫光的化学作用更强烈，从而发觉了紫外线。探1802年沃拉斯顿(Wollaston)观看到太阳光谱的不连续性，发觉中 间有多条黑线，但他

44、误认为是颜色的分界线。 1803年托马斯杨的干涉实验提供了测量波长的方法 . 德国物理学家夫琅和费对太阳光谱进行了深入研究， 1814-1815年他 向慕尼黑科学院展现了自己编绘的太阳光谱图，内有多条黑线，并对其中 八根显要的黑线标以A、BH等字母(称为夫琅和费线)。这些黑线后来成 为比较不同玻璃材料色散率的标准，并为光谱精确测量提供了基础。1821 年-1822 年期间，夫琅和费详细地研究了衍射现象， 在波动讲 的基础上导出了从衍射图形求波长的关系式，确定了要紧暗线的波长，如 入 D=588.77 卩 m.二 光谱分析的产生1 前奏 在夫琅和费之后，许多人对光谱进行了实验研究，认识到光谱与

45、物质的化学成分有关，从而导致光谱分析的产生。1832年布儒斯特发觉透过发烟硝酸的太阳光的光谱中有暗线和光 谱带，他认为，这些暗线产生于地球大气对光的吸取，或是太阳大气对光 的吸取。1845 年英国化学家米勒研究了金属盐类火焰的吸取光谱和发射光 谱，证实了钠的明线和太阳光谱中的 D 线恰好相合。1849 年傅科把苏打涂在弧光灯碳棒的前端，第一在 D 线位置得到 暗线，如果让太阳光通过，则太阳光谱中的 D线明显变暗。由此得出结论： 同一电弧在产生D线的同时，还吸取不处来的 D线。以上实验和发觉，为德国物理学家基尔霍夫与本生创建光谱分析理论 开创了道路。2光谱分析理论的建立： 1859年，基尔霍夫对

46、光的吸取和发射之间的关系作了深入研究。他和本生(Bunsen)合作研究了各种物质的火焰光谱和火花光谱， 正确讲明了 夫琅和费线，在当年发表的论文中，他写到： “这种研究使我们从吹管火焰 中的光谱去认识复杂混合物的定性成分。能够使我们作出关于太阳大气、 和或许关于较亮恒星大气的成分的结论。”通过实验，他们认为：太阳大气 中有钠、钾，但没有锂，或数量相当少。在他们合写的论文借助光谱观 看进行化学分析中指出：“不管含有金属的化合物的位置何等不同，也不 管这些单独火焰的温度的差不是何等庞大，都可不能对相应的个不金属的 谱线位置发生任何阻碍。”这一结论为化学分析提供了强大的武器，为物理 学开创了光谱分析

47、的新领域。三巴尔末发觉氢光谱规律1埃格斯特朗的“标准太阳光谱”图表1868年，瑞典阿普沙拉大学的物理学教授埃格斯特朗发表“标准 太阳光谱”图表，记有上千条夫朗和费线的波长，以10-8cm为单位，精确到六位有效数字，为光谱工作者提供了极其有用的宝贵资料。为了纪念他， 后来将10-8cm命名为埃格斯特朗单位，记为1?。2. 埃格斯特朗第一找到氢光谱的谱系1868年埃格斯特朗从气体放电的光谱中找到了氢的红线(H a )，并证明它确实是夫朗和费从太阳光谱发觉的 C线，后来又发觉了另外几根可 见光区域的氢谱线，测量了它们的波长。3. 氢光谱的拍照1880年，胡金斯(Huggins)和沃格尔(Vogel)

48、成功地拍照了恒星的光谱， 发觉氢的光谱线一直扩展到紫外区，组成一光谱系。那个光谱系专门有规 律：从红线到紫外区，一根接着一根，密度逐步增加。4. 巴尔末(Balmer,1825-1898)发觉氢光谱规律19世纪80年代初，光谱学取得专门大进展，积存了大量数据资料。如 何从浩繁的光谱资料中找出其中的规律？ 是摆在物理学家面前的任务。巴尔 末，瑞士的一位中学数学教师，在巴塞尔大学教授哈根拜希(E.Hage nbach)的指点下将氢光谱的规律总结出来，于 1884年6月25日向全国科学协会2报告了自己的发觉： B- 2 n 3,4,5,m n次年发表了论文论氢光谱系。由于埃格斯特朗对氢谱线的精确测量

49、，提供了氢的可见光部分的四条谱线的精确波长，从中巴尔末提出了一个共同因子：B=3645.6X 107毫米。在论文中他如此写到：“埃格斯特朗对氢谱线的精确测量使我有可能为这些谱线的波长确定一个共同因子，以最简便的方法表示这些波长的数 量关系，因此我逐步达到了一个公式，至少能够对这四条谱线以惊人的精 度得到它们的波长，这一公式是光谱定律的生动表示式。”“氢的前四根谱线的波长能够从这一基数相继乘以系数9/5、4/3、25/21、9/8。初看起来没有构成规则数列，但如果第二项与第一项分子分母分不乘4,则分子为32、42、52、62,而分母相应地差4。”“如果用这些系数和基数 3645.6运算波长，以1

50、0-7毫米为单位，得下列数：巴耳末运算波长与埃格斯特朗数据比较表依据公式埃格斯特朗数据差值H a（C 线）=（9/5）B=6562.086562.10+0.02H b（F 线）=（4B=4860.84860.74-0.06H r（邻近 G）=（25/21）B=43404340.1+0.1H s（B 线）=（8/9）B=4101.34101.2-0.1“公式运算结果与观测数据偏差最大不超过波长的1/40000,那个偏差可能就在观看的可能误差范畴之内。这真是一个极好的证据，讲明埃格斯 特朗是以何等精湛的科学技巧和细心从事这项工作的。”巴耳末公式的发觉过程：按照他当年的手稿和旁人的回忆，他可能是如此

51、建立巴耳末公式的： 开始，巴耳末采纳在谱线间查找谐和关系的方法，后来感到那个不 符合谱线的实际情形，赶忙舍弃； 借助几何图形领会到谱线波长趋近于某一极值，又从几何图形估量 出平方关系，经反复校合，确定埃格斯特朗的数据最为精确，并找到了那 个因子。 后来在哈根拜希教授的关心下，将建立的公式与紫外区的第五根氢 谱线核对，证明也是正确的，才有把握公之于众。由于巴尔末公式的发觉，光谱成因的奇异大门被打开了，人们研究原 子内部结构，又有了一个新的依据，此后光谱规律持续被揭示，一门新的系统的科学一一原子光谱形成了。四里德伯的普遍公式1. 1871年，GJ斯坦尼第一次尝试用波长的倒数表示光谱线，并取名 为波

52、数。在1871年英国学会报告中报道：“用那个尺度(指波数)对 研究有专门大方便，光谱线系可表示成等距的。”2. 1883年，哈特莱(Hartrey)用波数表示法取得重大成功，他发觉所有三重线的谱线系(如锌光谱)，如用波数表示，同一谱线中各组三重线的间 距总是相等的。利夫因和杜瓦也得到类似结果，1885年，考尔纽观看到坨和铝的紫外光谱中也有类似情形等。3. 1890年，里德伯在哲学杂志上发表文章，题为论化学元素线 光谱的结构，列举了大量光谱数据，对光谱规律作出总结：n n。一mn是波数，m是正整数，N0=109721.6,对所有谱系均为一共同常数，n 0和卩是某一谱系的常数。4. 1908年，里

53、兹(Ritz)提出组合原理，把公式表示为光谱项之差：v = T1-T2。并发觉任何两条谱线之和或差往往能够找到另一谱线，他预言氢谱H a与H B之差可得一新谱线。果然帕邢于1908年从红外区找到并发觉了 氢的帕邢线系。咨询题：光谱的成因？光谱规律的讲明？光谱与物质结构的关系？等等摸索题简述17世纪几何光学的要紧成就。牛顿是如何进行色散实验的？那个实验的意义是什么？光的微粒讲与波动讲各自的要紧论点是什么？试述托马斯杨对光学的要紧奉献。惠更斯队双折射的研究有什么奉献？马吕斯队双折射的进一步研究讲 明了什么咨询题？他们对光的本性的认识有什么重要意义？菲涅尔关于干涉和衍射的研究有哪些特点？ 菲涅尔与夫琅和费对光的衍射的研究，从方法上各有哪些特点？ 简述光速测定的演变过程。简述 19 世纪对太阳光谱研究的要紧进展。