迈克耳孙的实验风格.doc

迈克耳孙的实验风格及其影响 一.迈克耳孙工作介绍 迈克耳孙是美国科学事业的开拓者之一，他获得了1907 年的诺贝尔物理奖，是美国历史上第一位诺贝尔科学奖获得者他目睹了相对论与量子力学的建立过程，但是作为一位常规科学家他对经典物理学情有独钟他的学术生涯有些与众不同，他获得诺贝尔奖不无争议，他是漠视理论类实验物理学家的代表人物但是他对科学实验实事求是、一丝不苟的作风，和对实验仪器的改进创新，以及对自己实验精度设立的高标准，都无可厚非地说明他是历史上最杰出的实验物理学家之一。 迈克耳孙是生活在一个激荡的科学发展时代，他亲自经历了狭义相对论与量子理论诞生的历史进程。并为狭义相对论的建立与稳固打下了坚实的实验基础。而他毕生的工作也与一个基本原理息息相关-那便是“真空光速独立于参考系”。而其工作的意义，在我的个人理解层面上看是对高精度实验的不断突破，而精度的重要性是同时促进理论与实验的发展，加速发展的进程。 “迈克尔逊的一项重要工作便是对光速的测定。早在海军学院工作时，由于航海的实际需要，他对光速的测定开始感兴趣。 1879年他开始光速的测定工作。他是继菲佐、傅科、科纽之后，第四个在地面测定光速的。他得到了岳父的赠款和政府的资助，使他能够有条件改进实验装置。他用正八角钢质棱镜代替傅科实验中的旋转镜，由此使光路延长600米。返回光的位移达133毫米，提高了精度，改进了傅科的方法。他多次并持续进行光速的测定工作，其中最精确的测定值是在19241926年，在南加利福尼亚山间22英里长的光路上进行的，其值为（2997964）km/s。迈克尔逊从不满足已达到的精度，总是不断改进，反复实验，孜孜不倦，精益求精，整整花了半个世纪的时间，最后在一次精心设计的光速测定过程中，不幸因中风而去世，后来由他的同事发表了这次测量结果。他确实是用毕生的精力献身于光速的测定工作。” -摘自百科而这之中十分打动人的工作便是他对光速测定的痴迷，他不断超越自己建立的高精度实验，只为实现更加精确的测量。而他的这种实干精神，富有勇气的创新精神，与超越自我的追求恰恰是我们大学生要好好学习与领悟的品质。迈克耳孙致力于的另一项工作是迈克耳孙干涉仪。“1875 年出版的第九版大英百科全书中，麦克斯韦说: “如果能够通过测量光通过地球表面两点之间的时间，就可以确定光的速度 同样也可以得到光沿着逆此光路行进时的速度通过比较这两个速度，就可以确定以太相对于地面上物体的速度 ”但1879 年在麦克斯韦去世前出版的自然上，发表了一封麦克斯韦的信件在这封信里，麦克斯韦认为也许无法测量以太与地球之间的相对速度”-文献。而以上的事件激起了迈克耳孙对测定以太速度的热情，于是他便开始设计一台能精确测量以太速度的仪器。干涉仪的实验原理： 等厚干涉 等倾干涉n为介质（空气膜，也可以使用其他介质）的折射率。e为等效的空气膜厚度。为光程差，k为干涉的条纹级数。而实验中影响精度的一个重要依据是衬比度，这将影响形成干涉条纹的可观测度。考虑光源产生光的作用机制，是许多原子与分子由高能态向低能态发生变化而产生光的一种微观过程。处于激发态的原子是不稳定的，原子分子在进行无规则的高速热运动。由于多普勒效应，光源会向外发射一段长度有限，频率在一很小范围的并且振动方向一定的光波。因此这是所有光学中存在的普遍性现象，也是光学干涉仪必须考虑的误差因素。二干涉仪的精度分析先定义衬比度，为更好地讨论接下来的问题。衬比度：，分别为光强总量的最大值和最小值在此一般指光程差，为波数，含义为波在行进单位位移时变化的相位值。，为波长.光的双线结构计算机模拟的情形-类似于拍的振动图像.准单色线宽的影响先事先引入谱密度函数的概念从中可以看出第一次出现衬比度为0值是此时的为最大光程差值,意思为实验中能进行测量的最大光程差范围用计算机模拟后的情形-类似于夫琅和费的单缝衍射图像这之中发现的有趣事情是，这似乎说明了一个问题：那就是为什么正好是与有关，而这恰好也是与光的本质相关的参数。所以会发现这其实有着其普遍性的物理含义。考虑到此波列将会以波包的形式在空间中传播有得出来的波列长度相等，一个是经验性的假设，一个是由发光原理出发做的讨论，得到了相同的结果，实验与理论契合。而波列长度也可以简单地由干涉条纹恰好完全消失的那一时刻为基准给出L解（虽然并不严格）。这也体现了思想的多元性。 附加：我考虑了光源，高能态原子与分子的热运动，由热运动产生的多普勒效应影响而导致的出现。而另一个产生的效应需要用量子电动力学给出严格结果，此处我先猜想多普勒效应的影响。估算一下其数量级，一般的光源温度为2100K（取的是高压钠灯，也可以考虑热平衡态下的辐射功率，选定一个40W的钠灯，而主要发射光子的是钠蒸汽，表面积是难以确定的量。）则。可见由多普勒效应产生的影响是很小的。 综上所述，我们考虑了实验时光相干度的问题。基于没有人工设计光源，那么用自然光源做实验的话，将会受到很大的限制。以上的时间相干性在这好像成为了不可避免的问题，于是人们开始自己设计光源，制造光源。接下来阐述创造相干性优越的相干光源，发现这也是一个从微观的设计到宏观的运用过程。三现代干涉仪原理介绍 接下来介绍的是当代人们使用的光源，精度已经远远高于迈克耳孙那个时代的标准。而精度的提高是离不开强有力的理论支柱，描述微观运动的量子力学发展起来后，其为现代精度测量的不断突破提供了原理与蓝图。1.激微波法 MASER 激光和激微波通过让光线在充满高能原子的精心调整的空间内来回反射，以放大光线。这样可使有效长度达千米量级。并且同一光源在不同光线角度产生同样的相位，给干涉计增加了额外精确度。 “查尔斯H汤斯（Charles H. Townes）做了第一个这样的实验，他是第一个激微波制作者之一。他们1958年的实验把以太漂移的上限，包括可能的实验误差，降低到仅仅30m/s。在1974年通过三角形内修剪工具精确的激光重复实验把这个值降低到0.025m/s，并且在一个光臂上放上玻璃来测试拖拽效果。Hils和Hall在经过一年的重复实验之后，于1990年公布，各向异性的极限降低到210-13。实验结果证明，不论地球运动的方向同光的射向一致或相反，测出的光速都相同，在地球同设想的“以太”之间没有相对运动。” -维基百科 现在来看看其产生激微波的原理。最先给出跃迁辐射的内部统计机制的是爱因斯坦，是受激发射跃迁爱因斯坦系数，量纲为球面度米2焦耳-1秒-1。其物理意义是单位时间内辐射场的单位辐射亮度下电子从高能级,向低能级,受激跃迁并释放出能量为的光子的几率。由此得出的是位于能级n的原子单位时间内跃迁至m能级的相对概率，从以上推导结果我们还可以进一步说明现实的情形。人们发现以光源作为受激的系统，二级系统是不可能完成加强光场的任务的。因为介质必须存在着群数反转的状态。人们首先想到用三级系统。在1958年，美国科学家查尔斯汤斯和阿瑟肖洛提出了激光原理，即物质在受到与其分子固有振荡频率相同的能量激发时，都会产生一种不发散的强光-激光。他们为此发表了重要论文，并分别获得1964年和1981年的诺贝尔物理学奖。 而要产生单色性极好的激光需要具备三个条件：“激发来源”（pumping source）：电苛放电、光子、化学作用。“增益介质”（gain medium）：被激发、释放光子的电子所在的物质，其物理特性会影响所产生激光的波长等特性。“共振腔”（optical cavity/optical resonator）：是两面互相平行的镜子，一面全反射，一面半反射。作用是把光线在反射镜间来回反射，目的是使被激发的光经过增益介质多次以得到足够的放大，当放大到可以穿透半反射镜时，激光便从半反射镜发射出去。因此，此半反镜也被称为输出耦合镜（output coupler）。两镜面之间的距离也对输出的激光波长有着选择作用，只有与两镜间的距离能产生共振的波长才能产生激光。 激光的生成过程：首先外界能量输入使得确定的原子被激发至高能级，并且由于高频光的强光束照射会使大量原子处于高能级的亚稳态，然后一次自发辐射会产生连锁效应，从而使大量高能原子一齐跃迁至低能级，产生频率，偏振性，传播方向和相位与外界辐射场（也就是自发辐射场作用）完全相同的光波（激微波，已非自然光）。 附加：在上面的理论推导中给出了跃迁速率的非相对论形式。即。如果考虑，分析干涉仪时分子，原子辐射光源的光波非单色性，其中的机制来源实际上未有给出确定解释，从原理出发的波包讨论也是唯象的。接着继续探讨：最后的的表达式用到了多重对数，发现温度对的影响十分显著，因此激微波的生成过程温度是要控制适当的。 最后这里给出的则具普遍性。（是我个人的尝试，不是十分严格）2.穆斯堡尔效应 理论上，当一个原子核由激发态跃迁到基态，发出一个射线光子。当这个光子遇到另一个同样的原子核时，就能够被共振吸收。但是实际情况中，处于自由状态的原子核要实现上述过程是困难的。因为原子核在放出一个光子的时候，自身也具有了一个反冲动量，这个反冲动量会使光子的能量减少。同样原理，吸收光子的原子核光子由于反冲效应，吸收的光子能量会有所增大。这样造成相同原子核的发射谱和吸收谱有一定差异，所以自由的原子核很难实现共振吸收。 为了实现无反冲共振吸收： 在1957年底，穆斯堡尔提出实现射线共振吸收的关键在于消除反冲效应。如果在实验中把发射和吸收光子的原子核置于固体晶格中，那么出现反冲效应的就不再是单一的原子核，而是整个晶体。由于晶体的质量远远大于单一的原子核的质量，反冲能量就减少到可以忽略不计的程度，这样就可以实现穆斯堡尔效应。实验中原子核在发射或吸收光子时无反冲的概率叫做无反冲分数f，无反冲分数与光子能量、晶格的性质以及环境的温度有关。 穆斯堡尔使用191Os（锇）晶体作射线放射源，用191Ir（铱）晶体作吸收体，于1958年首次在实验上实现了原子核的无反冲共振吸收。为减少热运动对结果的影响，放射源和吸收源都冷却到88K。放射源安装在一个转盘上，可以相对吸收体作前后运动，用多普勒效应调节射线的能量。191Os经过-衰变成为191Ir的激发态，191Ir的激发态可以发出能量为129 keV的射线，被吸收体吸收。实验发现，当转盘不动，即相对速度为0时共振吸收最强，并且吸收谱线的宽度很窄，每秒几厘米的速度就足以破坏共振。除了191Ir外，穆斯堡尔还观察到了187Re、177Hf、166Er等原子核的无反冲共振吸收。由于这些工作，穆斯堡尔被授予1961年的诺贝尔物理学奖。 -引用文献 总结：由于穆斯堡尔谱的宽度非常窄，因此具有极高的能量分辨本领。这对干涉仪而言，是极好的光源与探测装备。原理：1.原子核的能级跃迁释放的射线光子，另一个原子核共振吸收2.反冲引起相同原子核的发射谱和吸收谱存在差异3.使用固体晶格减少反冲4.运用多普勒效应调节光子能量5.得到穆斯堡尔谱-可以用来精确测量频差（相差）1970年,伊萨克(G.R.Isaak)利用穆斯堡尔效应所做的实验得到以太漂移速度的上限只有510-5 km/s。4 迈克耳孙干涉仪推广及其他1. 迈克耳孙测星仪寻找太阳系外行星的探测 工作原理：迈克耳孙测星干涉仪利用干涉条纹的可见度随扩展光源的线度增加而下降的原理，将恒星看作一个平面非相干光源，从而可以很巧妙地测量恒星的角直径。迈克耳孙和美国天文学家弗朗西斯皮斯于1920年在威尔逊山天文台使用它首次测量了恒星参宿四的角直径。 在此之前，恒星尺寸（角直径）的测量是天文学上的一大难题，这是由于传统光学天文望远镜的角分辨率受到物镜口径的限制，即使是人类能制造的最大的天文望远镜，其角分辨率也大约只有10-2弧度秒的量级，无法达到测量普通恒星所需的分辨率。实验原理：光源大小对干涉场衬比度的影响当光源宽度b，波长和光源到狭缝的距离一定时。通过调节狭缝的宽度可以观察到干涉条纹消失的临界情形。从而可以通过数据d值，值和光源到狭缝的距离R而近似测出光源宽度b值。而这个也应用在天文测量中。由于远处星体的角直径 A很小，所以一般要求d相当大附加：参宿四 参宿四扩张大气层深奥的动力学原因-几十年来天文学家已经了解红巨星创造的不透明外壳主导了质量重返银河，但是这种恒星质量流失的实际机制仍然是一个谜。干涉测量方法上的最新进展，天文学家可能已经接近此一难题的解答。在2009年7月，欧洲南方天文台发出由甚大望远镜干涉仪（VLTI）获得的参宿四影像，显示巨大的羽流气体喷射到周围的距离几乎远达到30天文单位。这相当于太阳与海王星之间的距离，但是这种物质抛射只是发生在周围大气诸多动态中的一种。天文学家发现在参宿四周围至少有6种不同的壳层活动。当本世纪开始时，解决恒星演化阶段的质量损失之谜，也许可以揭示这些超巨星突然爆炸的因素。 参宿四是一颗变星。天文观测中往往可以依赖于一颗造父变星，来测量远距离的恒星距离。而三角法则更倾向于近距离的测量（小于500光年）。通常可以依据造父变星的周光关系，即其光变周期与绝度星等之间的关系（从而可以依靠光度求出距离模数），来测量变星所在星团其他恒星的距离。因此造父变星也被称为标准烛光是建立银河和河外星系距离标尺的可靠且重要的参考标准。 对于属于星族的经典造父变星，绝对星等与M光变周期P的关系为：对于属于星族的短周期造父变星（又称室女W型变星），绝对星等M与光变周期P的关系为：最后用标准烛光的公式可以得出造父变星的距离 m是视星等，M是绝对星等但是这种距离测量方法的误差很大，下面的参宿四就是一个典型例子。而误差的主要来源归纳为这几点：1. 周光关系在不同通带的本质，零点和斜率的关系这两者都会冲击到丰度2. 以及光度计的污染 (混合)和衰减的变化规律 (通常是未知的) 以上问题的主要影响者是哈勃常量，对其造成极大的不确定度，这也是宇宙学亟待解决的问题。关于参宿四半径的测量：1. 要以太阳的单位测量参宿四的平均半径，开始计算角直径的公式如下：2. 此处等于以角秒为单位的参宿四直径，恒星的天文单位直径，和是以秒差距为单位与地球的距离。如果我们知道角质径和与地球的距离，则我们可以解出如下所示：.3. 获得参宿四的半径：。4. 不过，鉴于：1. 在这个公式中有两个变量可能会造成重大误差因子，角直径（）和距离（）。2. 参宿四半径的误差因子范围在4.2至6.9天文单位。3. 假设恒星的半径不断的膨胀和收缩，天文学界已经选择木星的轨道作为一个概念上极好的解答。将5.5 AU转换成以太阳为单位，在数学上是很简单的。因为1 AU = 149,597,871公里，而太阳的平均直径是1,392,000公里（因此平均半径是696,000公里），计算如下所示：（rounded）。 5.参宿四的半径在1993年的报告中是56.0 mas，假设距离是197秒差距，这相当于5.516 AU（1,185）；在2008年的报告是47.0 mas，这相当于4.630 AU（995），缩减了0.887 AU，略微超越了金星的轨道，几乎要抵达地球的轨道。（实在还是距离测不准的原因，让参宿四的体型变化得扑朔迷离-） 计算收缩的平均速度，唯一缺少的变量是时间。在1993年的测量是在10月30日，2008年的测量是在10月29日因此经过的日数是5,478天，所以：0.887 AU149,597,871 km 5,478 days 24 hours 1,008km/h. 此外，因该要注意到任何速度的计算都高度的依赖参宿四距离的估计（视差），如果使用依巴谷测量的叁宿四距离（131秒差距或425光年）代替哈勃的估计，这个速度将下降为671公里/小时。总结天文学家预计参宿四最终会以II型超新星爆发来结束它的生命，剩余一颗中子星，或是其质量只足够变成一颗白矮星。但各方对它还有多长寿命并没有一致的意见：有些人认为它的直径不停变化代表着参宿四正在融合它的碳原子，而会在数千年之内变成超新星；不同意这观点的人则认为它可以生存更久。 面对参宿四我们还是有疑惑，不过当我们回顾，从迈克耳孙开始引入干涉仪来测量星体直径起，人类对恒星的了解已经远远不是在人们心目中的安静地燃烧着氢与氦的热炉，科学家发现恒星也有着生命，会生气暴动，还会有周期的壳层脉动，其实他们也有他们的四季。2. 甚大望远镜（Very Large Telescope，VLT）3.激光干涉引力波天文台 通过迈克耳孙干涉仪来测量由引力波引起的激光的光程变化。 引力波探测器是引力波天文学中用于探测引力波的装置。引力波是加速中的质量在时空中所产生的细微波动，由阿尔伯特爱因斯坦在1916年首次提出。1通过探测引力波，可以对广义相对论进行实验验证。常用的探测器有棒状探测器和激光干涉仪等，主要原理是测量引力波通过时对两个相隔遥远的点之间距离的影响。1960年代起，多国陆续建造引力波探测器