浅谈多普勒效应

1、 一、声波的多普勒效应 在日常生活中，我们都会有这种经验：当一列鸣着汽笛的火车经过某观察者时，他会发现火车汽笛的声调由高变低. 为什么会发生这种现象呢？这是因为声调的高低是由声波振动频率的不同决定的，如果频率高，声调听起来就高；反之声调听起来就低.这种现象称为多普勒效应，它是发现者克里斯蒂安多普勒（Christian Doppler,1803-1853）的名字命名的， 多普勒是奥地利物理学家和数学家.他于 1842 年首先发现了这种效应.为了理解这一现象，就需要考察火车以恒定速度驶近时，汽笛发出的声波在传播时的规律.其结果是声波的波长缩短，好象波被压缩了.因此，在一定时间间隔内传播的波数就增加

2、了，这就是观察者为什么会感受到声调变高的原因；相反，当火车驶向远方时，声波的波长变大，好象波被拉伸了. 因此，声音听起来就显得低沉.定量分析得到 f1=（u+v0）/（u-vs）f ，其中 vs 为波源相对于介质的速度，v0 为观察者相对于介质的速度，f 表示波源的固有频率，u 表示波在静止介质中的传播速度. 当观察者朝波源运动时，v0 取正号；当观察者背离波源（即顺着波源）运动时，v0 取负号. 当波源朝观察者运动时 vs前面取负号；前波源背离观察者运动时 vs 取正号. 从上式易知，当观察者与声源相互靠近时，1 ；当观察者与声源相互远离时。 二、光波的多普勒效应 具有波动性的光也会出现这种

3、效应， 它又被称为多普勒-斐索效应. 因为法国物理学家斐索（1819-1896）于 1848 年独立地对来自恒星的波长偏移做了解释， 指出了利用这种效应测量恒星相对速度的办法.光波与声波的不同之处在于， 光波频率的变化使人感觉到是颜色的变化. 如果恒星远离我们而去，则光的谱线就向红光方向移动，称为红移；如果恒星朝向我们运动，光的谱线就向紫光方向移动，称为蓝移. 三、光的多普勒效应的应用 20 世纪 20 年代，美国天文学家斯莱弗在研究远处的旋涡星云发出的光谱时，首先发现了光谱的红移，认识到了旋涡星云正快速远离地球而去.1929 年哈勃根据光谱红移总结出著名的哈勃定律：星系的远离速度 v 与距地

4、球的距离r 成正比，即 v=Hr,（H 为哈勃常数）.根据哈勃定律和后来更多天体红移的测定，人们相信宇宙在长时间内一直在膨胀，物质密度一直在变小. 由此推知，宇宙结构在某一时刻前是不存在的， 它只能是演化的产物. 因而 1948 年伽莫夫（G. Gamut）和他的同事们提出大爆炸宇宙模型. 20 世纪 60 年代以来，大爆炸宇宙模型逐渐被广泛接受，以致被天文学家称为宇宙的标准模型 . 多普勒-斐索效应使人们对距地球任意远的天体的运动的研究成为可能， 这只要分析一下接收到的光的频谱就行了. 1868 年，英国天文学家 W. 哈金斯用这种办法测量了天狼星的视向速度（即物体远离我们而去的速度），得出

5、了 46 km/s 的速度值 . 光的多普勒效应光的多普勒效应在经典物理学中，如果波源和观察者之间有相对运动，那么观察者接收到的频率和波源的频率就不相同了，这种现象叫做多普勒效应。相对运动必须区别为：（1）波源运动，接收器静止；（2）波源静止，接收器运动，两种基本情况，由波源、媒质、接收器三者间状态决定。对于光波来说，从相对论的观点看来，以太作为具有弹性的传播光波的力学媒质的观点是不存在的，因而在两种情况之间不应有任何差别。一光源在惯性系 中以速度 作匀速运动， 它相对于原点处的观察者 的瞬间径向速度分量为 ，和光源一道运动的观察者 测得相继的两光波波峰的时间间隔为。在这段时间内，光源和 的距

6、离增加了（考虑了时间膨胀），因而由 观测到的波峰的时间间隔是 于是得到频率变换式 （为光源固有频率，为系中接收器接收光脉冲信号的频率。） 当光源作纯粹径向运动时，得 （ 离而去） （ 向运动） 设光线的反方向和系的轴的夹角为， 令， 代入频率变换式得到 这就是多普勒效应的相对论公式。在相对论范围内，存在着所谓横向多普勒效应，也就是当相对速度的方向与观测方向垂直时，频率发生了变化。当然，这完全是由时间膨胀引起的。这里又提供了一种证明自然界存在时间膨胀的方法。 多普勒效应不仅适用于声波，同样也适用于光波。当光源快速朝着我们运动时，它所发射的光会发生“蓝移”，频率增大；反之，当光源离我们而去时，它所

7、发射的光会发生“红移”，频率减小。天文学家常常反过来利用多普勒效应：把某个恒星发的光谱与正常的光谱相比较，如果光谱线“蓝移”，则说明这个恒星正向着我们而来；如果光谱线“红移”，则说明这个恒星背离我们而去。而且根据“蓝移”和“红移”量的大小还可以估算出该恒星的运动速度。 1 929 年 美 国 天 文 学 家 哈 勃 发 现 ，河 外 星 系 普 遍 都 有 红 移 现 象 。 红 移 就 是 光 谱 线 的 波 长 变 长 了（ 或频 率 降 低 了 ） ， 如 果 原 来 某 种 原 子 发 射 的 一 条 谱 线 的 波 长 为 0 ， 那 么 ， 从 河 外 星 系 来 的 这 种 谱

8、线 波长 总 要 比 0 大 。 通 常 用 z = ( - 0 ) / 0 来 表 示 红 移 的 大 小 。 z 称 为 红 移 量 。 从 这 种 红 移 的 特 征 看 ， 它 可 能 是 由 多 普 勒 效 应 引 起 的 。 所 谓 多 普 勒 效 应 是 指 当 光 源 相 对 于 观 测 才有 运 动 时 ，观 测 者 收 到 的 谱 线 波 长 与 光 源 静 止 时 发 射 的 谱 线 的 波 长 有 差 别 。举 个 例 子 ，一 个 光 源 A 向着 观 测 者 运 动 ，另 一 个 光 源 B 远 离 观 测 者 运 动 。如 果 两 个 光 源 A 和 B 本 身

9、发 射 相 同 波 长 的 光 ，波 长 是 0 ， 那 么 观 测 者 收 到 的 光 ， 波 长 都 不 相 同 。 他 看 到 A 光 源 的 波 长 A 要 比 0 小 ， 而 B 光 源 的 波 长 B 要 比 0 大 。 通 常 称 A 光 源 的 波 长 紫 移 了 ， 而 B 光 源 的 波 长 红 移 了 。 相 对 速 度 越 大 ， 红 移 或 紫 移越 厉 害 。 采 用 多 普 勒 效 应 的 机 制 来 解 释 河 外 星 系 的 红 移 ， 那 就 表 示 河 外 星 系 正 在 远 离 我 们 。 哈 勃 还 发 现 ，河 外 星 系 红 移 量 的 大 小 同

10、 其 距 离 有 关 。距 离 越 近 的 星 系 红 移 量 越 小 ，距 离 越 远 的 星 系 红 移 量 越 大 。这个 性 质 通 常 叫 做 哈 勃 关 系 。它 是 表 示 越 远 的 星 系 远 离 我 们 的 速 度 也 越 大 。这 一 切 都 符 合 膨 胀 宇 宙 的 预言 。 哈 勃 研 究 的 星 系 ，红 移 量 还 都 比 较 小 。都 在 z 0.0 03 的 范 围 。哈 勃 之 后 的 几 十 年 来 ，已 经 发 现 了许 多 大 红 移 的 星 系 。 在 目 前 已 知 星 系 中 最 大 红 移 已 经 达 到 z 1。 在 这 样 大 的 范 围

11、 中 哈 勃 关 系 仍 然 成 立 。至 今 观 测 的 结 果 都 符 合 膨 胀 模 型 的 预 言 。 海流测量是海洋调查的重要内容 60 年代初期，美国科学家研制出声学海流计，它是根据声学多普勒原理制成的测流仪器，其工作原理是通过测量声波在流动液体中的多普勒效应来测量海流。用它可以测量海流的深度剖面，可以测得湍流和弱流，还能在航行中连续同时测量多层海流而且精度高。 n多普勒式测量原理n 多普勒式采用两个换能器，一个发射，一个接收，进行流体测量。发射换能器以某特定频率向流体中发射一个声波信号，经流体中的固体颗粒或气泡反射后，由接收换能器检测到。流量计进行比较发射和接收的频率，并计算出频

12、率的变化。该频率的变化与流体的流速成比例关系，由多普勒效应可得之。多普勒效应在科学技术中有广泛的应用交通警向行进中的车辆发射频率已知的电磁波，通常是红外线，同时测量反射波的频率，根据反射波频率变化的多少就能知道车辆的速度装有多普勒测速仪的警车有时就停在公路旁，在测速的同时把车辆牌号拍摄下来，并把测得的速度自动打印在照片上 宇宙中的星球都在不停地运动测量星球上某些元素发出的光波的频率，然后跟地球上这些元素静止时发光的频率对照，就可以算出星球靠近或远离我们的速度 医生向人体内发射频率已知的超声波，超声波被血管中的血流反射后又被仪器接收，测出反射波的频率变化，就能知道血流的速度这种方法俗称“彩超”，

13、可以检查心脏、大脑和眼底血管的病变 意大利国家生物天文学计划协意大利国家生物天文学计划协调员克里斯蒂亚诺调员克里斯蒂亚诺科斯莫维奇科斯莫维奇：1997 年 10 月 26 日，在意大利波洛尼亚省梅迪奇纳，利用一台直径为 32 米的射电望远镜启动了一项生物天文学研究计划，旨在寻找太阳系外具有含液态水和大气层的行星，也就是可能存在生命的行星。继瑞士的米歇尔梅厄在飞马座 51 星系发现第一颗行星后，最近 3 年内，由杰夫马西领导的研究小组又在太阳系外发现了另外 11 颗行星。不过他们使用的仅仅是间接技术，即根据多普勒效应的原理，从行星的重力效应引起的恒星光谱的移动，来发现围绕这颗恒星运行的巨大行星。

14、而我所提出的建议则是，利用射电望远镜寻找类似彗星同木星相撞时产生的效应。1994 年，休梅克列维彗星的 21 块碎片同木星相撞，发生了一场真正的宇宙灾难。当时这颗彗星在木星的大气层中释放了大量的水蒸气，在高达10000条件下的这种冲击引起了微波激射效应 （一种类似于激光的微波辐射） 。 而架设在梅迪奇纳的射电望远镜，在 22GHz（波长 1.35 厘米）频率上发现了这些水蒸气。因此，人们就联想到，就像 40 亿年前成群的彗星轰击太阳系，从而在行星上储存了产生生命所必须的水和有机物一样，银河系中几千个恒星系已经发生或者正在发生同样的现象。 人们估计， 利用梅迪奇纳的射电望远镜可以发现距离我们 5

15、0 光年的星系中进行的这种气体释放，从而不排除在一些行星的大气层中发现水的可能性。 人们选择已发现的太阳系外的 5 颗行星和 5 颗棕色矮星（质量是太阳质量 0.010.08 倍的木星型失败恒星），作为首批观测目标。 GPS工作原理 那么，GPS 是如何给地面某一点精确定位的呢？方法有好几种，以多普勒频移观测法为例，卫星上设有信号源，在轨道上运行时不断向地面发射固定频率的电磁波，地面 GPS 接收仪可以接收到这种信号，根据物理学多普勒效应，当波源和观测点作相对运动，地面接收到的信号频率会发生改变，和波源发出的频率不同。卫星从 A 点运行到 B 点，地面接收仪能测到这段时间卫星信号频率变化，而这

16、种变化与接收仪所在位置及距离卫星的长度有关。通过计算机可精确计算 A、B 点分别与接收仪的距离，以及 A、B 点的距离差值，经过大地坐标换算，很快便可确定 GPS 接收仪所在位置的经度、纬度、高度。如果两次大地定位的坐标有变化（即使是微米量级的变化），都可以判断地面某一点水平运动方向、速率以及垂直升降幅度。 雷达能够迅速、准确、细致地测定降水区的位置、范围、强度、性质，以及它们随时间的变化情况，它是一种掌握降水动态和提供降水临近预报的有效工具。自 1950 年代以来，天气雷达在中尺度天气研究中发挥了重要的作用。来自大气中各种目标物的雷达回波强度、回波形状的演变，以及与之相联系的多普勒速度，都提供了有关目标物本身的信息，以及对流和中尺度大气运动对该目标物作用的信息。现今使用的 S 波段(10cm)和 C 波段(5cm)天气雷达所观测到的回波，绝大多数来自于降水，它能够随时探测到测站周围一定范围内降水的发生、发展、消散以及移动等情况。多普勒雷达可以探测到降水云内和晴空大气中的水平风场和垂直风场，降水滴谱和大气湍流等，可以探测冰雹、龙卷、下击暴流等。雷达在天气预报工作中的应用主要是，进行中尺度天气分析