✔ 最佳答案
1. 光速量測實驗演進
l Bradley法(1727年)
當我們在地球軌道上不同之點,由於視差,我們看到較近星體對較遠星體似有位移,從此位移可計算出星體之距離。Bradley解釋此種效應說:一星體抵達地球光線的像似方向是因為地球在軌道上運行的原因。觀察者及其望遠鏡隨地球運行之速度約為18.5哩/秒,此運動垂直於星體之方向,望遠鏡必須向此運動方向傾斜。舉個例來說,如圖2(a)右邊,一人持傘在雨中前進,傘必須稍向前傾才能達到遮雨的效果。故若檢視望遠鏡觀察遠方星體實之傾斜角度,我們可得到如圖2(a)左邊所示相關之幾何向量圖。
如欲觀測之星體在望遠鏡之軸上,望遠鏡必須指向此方向。如圖2(b)所示,當地球在E1,星體S之像似位置為S1;當地球在E2,星體S之像似位置為S2,依此類推。圖2(b)中角Q為像似運動的角半徑,稱之為光行差角,度量之後得一平均值Q = 20.479''±0.008。若已知地球在軌道運行之速度,就可以帶入公式求得光速。今得軌道速度V = 18.5哩/秒,tanQ = V/C。故C = 186233哩/秒=299714 Km/s。
圖2(b) 相對位置
l Fizeau法(1849年)
1849年Fizeau首先用一不需天文觀測之方法而成工地量度光速。他的測定原理很簡單,是量測發出一閃光至遠方之反射鏡再回到觀測者的時間。如圖3所示,齒輪高速旋轉,光先經過F點之缺口0,再由M反射。反射回到齒輪處時,恰由齒b給遮斷。此時測得之齒輪
轉速為12.6轉/秒,這段時間t為兩倍FM距離除以光速。齒輪共720齒,故其在此時間內轉了1/1440轉。由C/( 2FMx1440 ) 轉/秒=12.6轉/秒可知光速為:C = 194600哩/秒=313300 Km/s。
l 旋轉鏡法(1850年)
由Arago提出,1850年 Fizeau與 Foucalt各自獨立完成。此實驗原理如圖4所示,光源S所發出的光透過R、L再由M反射回來。反射途中因為R旋轉了Q角,反射光柱將旋轉2Q角,由G所形成的像將位移至E'。很顯然的,EE'的距離決定於R的角速度W及RG、RM跟GE。光線由 R出發,經M反射再回到R的時間為 t=2RM/C。在這段時間內,R轉的角度為q=2W(t),此時對半徑RS而言 ,光柱所掃過的弧長為:SS' = EE' = q xr= 2W(2RM/C)x (RS)。因為W跟EE'跟W為已知,故可測得光速為:C = 298000 Km/s。
l Michelson法(1926年)
1926年Michlson在Wilson天文台做了一連串的標準度量。其裝置原理跟Fizeau有些類似,其所採用的儀器裝置如圖5所示。由光源S所發出的光,經八角鏡的a面反射後,透過b、c、M1、M2及b'、c'再透過八角鏡的a'面由p反射至E點。M1、M2的距離為22哩,故b、b'等光學鏡組之間的距離可忽略不計。假設光行經22 x 2哩恰被轉了1/8轉的鏡面a'給反射到E,若此時八面鏡的轉速為528轉/秒,則推算光素的公式為:(1/8轉)/(22 x 2/C)= 528轉/秒。由此可測得光速為:
C=299228.16 Km/s。實驗20次的平均值為C=299794±4 Km/s。
圖5 Michelson測定光速的裝置
l 雷射測定光速
近年來因為雷射光技術的進步,對於固定其波長已有一定的水準。而用雷射光來測定光速,固定的波長是很重要的,所以在使用雷射光之前必須先穩定He-Ne雷射的波長。我們採用的技術是用PZT二極體,PZT二極體的特性是可以用高電壓來控制它的大小,我們可以利用它這個特性來做He-Ne雷射的熱效應回授補償(裝置如圖6所示)。接著我們就需量測雷射的頻率。雷射光的頻率很高,大約數十百萬赫茲。因為目前尚無法用儀器直接量測如此高赫茲的波,故我們採用heterodyne(外差法)來求其頻率,再利用C=fxl這個公式求得光的速度。
目前,科學界求得的光的速度已精確到9位數,C=299798458m/s。