光学的发展教案

第五章光学的发展

教学目的和要求：

掌握：儿何光学概念及其发展的过程；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：

几何光点概念或其发展的过程；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

古代光学基本上停留在几何光学的研究和总结上。

公元前5世纪《屡经乂北宋时期沈括的《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

与入射角成正比.

欧儿里德在其《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•部分从DB射进•玻璃立方体ADBEF内，阴影的边沿

形成于IG.根据屏高BE和两阴影的长度EH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％和S2入射，通过圆柱中心的

光线8方向不变，和圆柱边沿相切的光线S2偏折最大，并发现最大偏折角约为42°。

全反射的发现：

令4B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42°,所以进入玻璃的光线将构成一个夹角为42°x2=84。的锥形MOM若有一束光Z

从玻璃射向空气，当入射角大于42。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，必定反射为汇。

2.斯涅耳的工作

荷兰人，1621年从实验得到折射定律。方法和开普勒基本相同，但斯涅耳发现，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)

的界面看作是一层很脆薄的布，设想有一小球斜方向投问界面，当球穿过薄布时，在垂直于

界面的方向损失了部分速度，但平行于界面的方向上的速度不变。据此他得出：

ViSini=VrSinr

所以有：sini/sinr=Vv/=常数

这正是折射定律的正弦表达式，但由于他假设介质交界面两侧的光速的平行分品相等,

为使理论与实验数据相符，必须假设光密媒质内的光速比光疏媒质大。这显然都是错误的。

4.费马的工作

1661年费马用最短时间原理推出了折射定律：

设先从C到［所需要的时间为1,则：

e3DI

T=，+■

匕4__________

_、"+/痛2+（…）

--------------+-----------------

当^小值时，刑X为微分应等于0

fip»—=0

dx

可得:皿=也

匕4

即得:理1=、

sinrvr

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。

这样，从托勒密开始，经过了1500年左右的时间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(HansLippcrshey)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

伽利略知道后很快改进成放大32倍，随后又制成放大1000倍的望远镜，并用它对天体

进行了观察，于1610年写出了《星际使者》的小册子，有力支持了哥白尼的日心说。

4.开普勒望远镜

1611年开普勒出版了《屈光学》，解释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。这种望远镜很快就取代了荷

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

1613〜1617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(Janssen)发明：由一

双凸透镜作物镜和一个双西透镜作目镜组合而成。后来，意大利那不勒斯的冯特纳(Focana)

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》，并制造一带聚光镜的显微镜：用两个平凸透镜分别作

物镜和目镜，用一球形聚光器来照亮待观察的物体。

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，现仍保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

①十三世纪，德国一位传教士西奥多里克(Theodor©曾用实验模仿天上的虹，他用阳光

照射装满水的大玻璃球壳，观察到了和空中一样的虹，并说明彩虹是由于空气中水珠反射和

折射阳光造成的。由于受亚里士多德教义的影响，他说各种颜色的产生由于光受到不同阻滞

所引起的。

②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，发现不论光照到棱镜的那一部位，折射后屏上的图象都是一样

的。从而否定了光是由于受到不同阻滞而产生不同颜色的说法。

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

的两侧分别呈现兰色和红色。

③1648年，法国的马尔西用三楂镜演示色散成功。不过他的解释错了。他认为红色是

浓缩了的光，兰色是稀释了的光：之所以出现五颜六色，是由于光受到物质的不同作用。

2.问题

17世纪正当望远镜、显微镜问世，伽利略用望远镜观察天体，胡克用显微镜观察微小

物体。然而，当放大倍数增大时，这些仪器出现了像差和色差，人们深感迷惑，为什么图象

的边缘总会出现彩色？这和彩虹有没有共同之处？怎样才能消除？

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很有研究，牛顿还帮巴罗编

写《光学讲义》，使他对光学产生了浓厚兴趣。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。这个愿望激励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新引入

室内，经三棱镜后投射到对面的墙上。这样从三棱镜到墙的距离达到6〜7米，从而获得了

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，于是作了如下

实验：

①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，经过棱镜观看，

只见这根线好象折断了似的，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原因造成的，牛顿又作了以下

实验：

②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，经过第二和第三棱镜后，这种色散现象应进一步加强。显然

实验结果不支持这一观点。

③他用两块木版各开一小孔尸和G,并分别放于三棱镜两侧，光从S处平行射入尸后，

经棱镜折射穿过小孔G,到达距木版。£4米的另•块木版加匕投过小孔g的光再经棱镜

〃权,的折射后，抵达墙壁使第一个棱镜ABC缓缓绕其轴旋转，这样第二块木版上不同

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，

经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。

④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；当将屏倾斜到位置2

时，就可看到分解的光谱。这一实验说明：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说法，

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，不会因折射、反射或其它任何原因而改变。

托马斯・杨的光学研究，始于对视觉器官的研究，他第一个发现眼球在注视不同距离的

物体时会改变晶状体的曲率。

1800年发表了《关于光和声的实验问题》，对光的微粒说提出异议：①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？②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；根据水波的叠加现象，声波

也会由于叠加而出现声音的加强和减弱，光波也应如此.并首先提出“干涉”术语。

1801年发表《光和色的理论》，以假说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，光的颜色取决于光波动的频率。并提出著名的干涉原理。

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方，光就增强，而在干涉区域

的中间部分，光将最强。对于不同颜色的光来说，这个长度是不同的。”为了验证自己的理

论，托马斯・杨作了著名的杨氏双缝干涉实验。

杨氏双缝干涉实验：屏上出现了彩色干涉条纹。

托马斯・杨对牛顿环的解释；实验中出现的明暗条纹，就是由不同界面反射出的光的互相叠

加产生干涉的结果，位相用反的叠加互相抵消，位相相同的叠加相互加强。并用牛顿环第一

个测出了在空气中红光和紫光的波长分别约为1/36000英寸和1/60000英寸。

用干涉原理对光的衍射的解释：1803年发表《关于物理光学的实验和计算》，文中通过

一实验对光衍射现象进行了解释；用一束光照射一条宽约1/30英寸的硬纸条，观察投射到

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一确切的说发生了绕射

一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，理论探索主要依赖于类比法。所以在当时的英

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(AugustinJeanFresnel)：

法国人，工程师，精通数学。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，发展成为惠更斯一菲涅耳原理。他认为：“在任

何一点的光源振动，可以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以前位置的任何一点的各个作用。”

独立发现了光的干涉原理(但晚于托马斯杨)

1814和1818年，设计了两个著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，消除了微粒说者对托马斯杨的双缝实验的非难和曲解。

泊松亮斑

为了推进微粒说的发展，1818年法国科学院提出了有奖征文，菲涅耳在阿拉果的鼓励和

支持下，提交了应征论文：他以严密的数学推理，从横波的观点出发，圆满的解释了光的偏

振，并用半周带法定量的解释了圆孔、圆板等形状的障碍物所产生的衍射花纹，推出的结果

与实验符合的很好。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明的圆板，则在放在其后的

屏上，应观察到圆板黑影的中央出现一个亮斑。称为泊松亮斑。菲涅耳做了一个实验，果然

在阴影的中央出现了一个亮斑。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现：

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：“…通过一品体去看

反射在该物体或液体表面的蜡烛的像时，我们大体上可以看到两个像；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

么以前亮度削弱的像又开始增强其亮度，而以前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失为止。在该距离确定以后，如果我们继续

慢慢的转动晶体，我们就可以觉察出，每转动1/4周，两像之一就交替的消失一次。”马吕

斯称其为“光的偏振”。

马吕斯关于偏振现象的解释：

马吕斯用微粒说的观点进行了解释，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，这种分类最彻底，所有反射出的光粒子取向一致，

是完全“极化”的。

偏振现象的发现及其解释，灼光的波动说是一严峻挑战。托马斯・杨写信给马吕斯说:“您

的实验证明了我采用的理论有不足之处，但是这些实验并没有证明它是虚伪的。”

1814年托马斯・杨首先提出：可用干涉原理解释偏振现象，但其解释却不完善。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，他们发现：通过方解石分离出的两列折射光之间不会产生干涉现象。

1817年1月和1818年4月托马斯.杨先后两次写信给阿拉果，讨论有关偏振问题，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，菲涅耳立即看出：

这一比喻为互相垂直的两束偏振光不能相干提出了解释。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・杨和菲涅耳的发现，标志着光

学进入了新的发展时期一弹性以太光学时期。1850年傅科测定了光在水中和空气中的速度，

给光的粒子说以最后的打击，从此光的波动说占据了统治地位。

19世纪60年代，麦克斯韦发表了电磁场理论,并计算出电磁波的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

光的波动说无法解释光电效应，但粒子说可以解释。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势，杨以不唯名的勇敢精神说：“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，能否准确测定是物理实验技术水平和

理论水平的标志。

-早期的实验

在光速的问题上物理学界曾经产生过争执，开普勒和笛卡尔都认为光的传播不需要时间,

是在瞬时进行的。但伽利略认为光速虽然传播得很快，但却是可以测定的.

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可去除间距，来测光速，但误差较大。

二天文学方法

I.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间约42小时28分16秒，因此在地球上看1()蚀也应

是42小时28分16秒一次，但他在观测木卫I的隐食周期时发现：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10发出的

光信号到达地球的时间也就不同。用两次木卫蚀的时间差去除两次木星与地球的距离差，即

可求得光速。他还推断出光跨越地球轨道(两次木卫蚀地球距10的距离差)所需要的时间

是22分钟。1676年9月，罗麦预言预计11月9日上午5点25分45秒发生的木卫食将推

迟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。

罗麦的理论没有马上被法国科学院接受，但得到了著名科学家惠更斯的赞同。

惠更斯根据他提出的数据第一次计算出了光的传播速度：214000千米/秒。虽然这个数

值与FI前测得的最精确的数据相差甚远，但这个结果的错误不在于方法的错误，只是源于罗

麦对光跨越地球的时间的错误推测，现代用罗麦的方法经过各种校正后得出的结果是

298000千米/秒，很接近于现代实验室所测定的精确数信。

意义：揭示了光的传播需要时间，即光速有限。

2.由光行差测量光速

18世纪2。年代，英国天文学家布拉德雷(Bradley)发现了恒星的光行差现象，再次证

明了光速有限，并算出了光速值。

1725—1728年间，布莱德雷在地球上观察恒星时，发现恒星的视位置在不断地变化，

在一年之内，所有恒星似乎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间，而在此时间内，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；c7V=CA/ZM=fa〃a,由此测得光速为；C=299930千米/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.I5X10&米/秒。他是第一

个首次证明光速可以在实验中测得的人。另外，法国人傅科、美国人纽克姆等都对光速测定

做过贡献。

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：控

制齿轮转速，使其由零逐渐增加，观察者开始将看到闪光，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，说明光往返的时间和齿轮转过

一齿的时间正好相等。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，用这种方法很难精确的测出光速。

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298000±500千米/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，两光束所用时同不同。

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，基本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。

棱镜旋转的转速可以测定，由发光和接收光的时间、棱镜转速和光来回传递距离的数学关系,

可以导出光速来。

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。所用时间是t=2D/c。在t

时间中转镜转过•个角度，实验时，逐渐加快转镜转速，当转速达到528转/秒时，在t时

间里正好转过1/8圈。返回的光线恰恰落在棱镜的下一人面上，通过半透镜M可以从望远

镜里看到返回光线所成的像。用这种方法得到c=299796±4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

①克尔盒法：1928年，卡娄拉斯和米太斯塔德首先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。

②微波谐振腔法1950年埃森最先采用测定微波波K和频率的方法来确定光速.在他的

实验中，将微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

的圆周长兀D和波长之比有如下的关系：7TD=2.404825X,因此可以通过谐振腔直径的测定来

确定波长，而直径则用干涉法测豉；频率用逐级差频法测定.测联精度达10凡在埃森的实

验中，所用微波的波长为10厘米，所得光速的结果为299792.5±lkm/s.

③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.这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九）.由于激光的频率和

波长的测量精确度已大大提高，所以用激光测速法的测量精度可达10%比以前已有最精密

的实验方法提高精度约KO倍.

1972年，埃文森测得了目前真空中光速的最佳数值：299792457.4±0.1米/秒。

根据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±0.001km/s

光速的理论值为

c=1/JJ4。=2997925（）/7"/s

顺便指出一点：各种测量光速的方法，得到的结果都很一致，这也成为光速不变性的一个有

力佐证。

四超光速问题

对光速极限这个结论要加几点注解。

有一种不正确的理解，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。如果不注意这个条件，一般地谈速度。那么，

超光速的现象在物理学中是存在的。

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，这个亮点的速度就可以超过光速。这时，沿着亮点运动的轨道并没

有能量的传递，所以它的速度并不受光速极限的限制。

七十年代以来，射电天文观测的分辨率大大提高。利用所谓甚长基线干涉仪，则其分辨

率相当于站在拉萨古城可以看清

哈尔滨的一张邮票。用这种技术发现，许多类星体中包含两个相对称的射电子源。更有趣的

是，发现有的类星体两个子源的间距在不断地增大。由间距增大的速率可以推算出两个子源

的分离速度。对于3C345,3C273,3c279等几个类星体，这个分离速度都超过光速，有的

甚至达到光速的十倍！

有一种解释这种超光速的模型，就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），它照射在星系际介质上（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。粒子流照射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。

当然，“探照灯”模型只是超光速运动的一种可能的解释。还有许多其它模型也都可以解

释超光速现象。目前这个问题还没有公认的合理解释，需要进•步的观测以检验哪•种机制

更加合理。

五"以太漂移''的测定

1.早期对“以太”的认识：

①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；

②17世纪中期，笛卡儿提出“以太旋涡”假说：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；

③惠更斯认为光是一种机械波，"以太''就是传播光波的媒质；

④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解释电

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说：地球对于以太来说，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，地球不能或只能极其微弱的拖曳以太。

1845年斯托克斯提出完全拖曳说：认为地球表面，以太与地球有相同的速度，只有在

远离地球的地方，以太才不能被拖曳，处于静止状态。

1851年菲索提出部分拖曳说：他用顺着和逆着水流行进的两束光干涉的实验说明了以

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，水可以部分拖曳。

至19世纪末，人们基本形成了这样一种认识：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影响。

3.“以太漂移”的测定

①斐索的流水实验

1851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。观察干涉条纹可以检查因受水流曳引形成的光程差。假如水

中的以太不被流水曳引，两束光在水中的速率是一样的，无论水是否流动，干涉条纹都不会

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；两束光在流水中相对于地球的速率就不相同，于是便能看到干涉条纹的变化。光在流水

中相对于地球的速度为斐索通过实验测得k=0.46,表明水中的以太被部分拖曳。

（1817年，菲涅耳通过理论导出以太被物体拖曳的常数为l-1/i?。对水而言，其值为0.438,

两结果一'致。）

根据菲涅耳理论，对于地球表面的空气，〃。/,所以k=0.表明空气对以太没有拖曳

作用。但是这一公式的意义，当时并没有被人所理解。直到爱因斯坦建立了相对论才得到圆

满的解释。

②迈克耳逊干涉仪：

1881年迈克耳逊设计了一种干涉仪，如图，用于寻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处则出现干涉条纹。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动。如果

把仪器转动90度，则必然会出现条纹的移动。通过推导，条纹的移动量为：△:cM/X、估计

应有0.4条纹的移动，但实验结果只有（）.1条纹的移动，而这一微小数值可以理解为实验中

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精密测量：将整个光学系统安

装在大石板上，再将石板浮在水银槽上，可以自由旋转改变方位。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：⑴以太被完全拖曳；⑵根本不存在以太。

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），以太相对于太阳是静止的。

迈克尔逊和莫雷仍倾向于完全曳引假说，但从完全曳引假说必然会得出这样一个结论：

在运动物体表面有一速度梯度的区域，如果靠得很近，总可以觉察出这一效应。

③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

很近的大钢锯圆盘(直径3英尺)平行的装在电机的轴匕使其高速旋转(可达4000转/

分)。一束光经半透镜分为两路，分别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国以太旋转，则两路光线将产生时间差，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:移动都在误差范围以

内。从而证明以太静止。所以迈克尔逊一莫雷实验的“以太风的零结果”表明：以太根本不存

在。

§4.光谱的研究

一光谱的早期研究

XI666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，并没有观察到

光谱谱线。

派1748年-1749年间，英国的梅耳维尔用棱镜观察了多种材料的火焰光谱，包括纳的黄

线。

派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，发现红端辐射温度

较高。他注意到红端以外的区域，也具有热效应，从而发现了红外线。

XI801年，德国科学家里特(Riiier)发现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，从而发现了紫外线。

X18()2年沃拉斯顿(Wollaston)观察到太阳光谱的不连续性，发现中间有多条黑线，但他

误认为是颜色的分界线。

X1803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

展示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、B...H等

字母(称为大琅和黄线)。这些黑线后来成为比较不同玻璃材料色散率的标准，井为光谱精确

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，在波动说的基础上导出了从衍

射图形求波长的关系式，确定了主要暗线的波长，如［/户588.77川口.

发明了衍射光栅，最初用金属丝等距排列起来作为衍射光栅；后来建造了刻纹机：将金

箔贴在玻璃板上，用金刚石在金箔上刻痕，作成透射光栅。

二光谱分析的诞生

I.前奏

在夫琅和费之后，许多人对光谱进行了实验研究，认识到光谱与物质的化学成分有关，

从而导致光谱分析的诞生。

1832年布儒斯特发现透过发烟硝酸的太阳光的光谱中有暗线和光谱带，他认为，这此

暗线产生于地球大气对光的吸收，或是太阳大气对光的吸收。

1845年英国化学家米勒研究了金属盐类火焰的吸收光谱和发射光谱，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，首先在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-电弧在产生D线的同时，还吸

收别处来的D线。

以上实验和发现，为德国物理学家基尔霍夫与本生创建光谱分析理论开辟了道路。

2.光谱分析理论的建立：

1859年，基尔霍夫对光的吸收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，正确解释了夫琅和费线，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。…可以使我们

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《借助光谱观察进行化学分

析》中指出：“无论含有金属的化合物的位置何等不同，也无论这些单独火焰的温度的差别

是何等巨大，都不会对相应的个别金属的谱线位置发生任何影响。”这一结论为化学分析提

供了强大的武器，为物理学开辟了光谱分析的新领域。

三巴尔末发现氢光谱规律

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IO-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

2.埃格斯特朗首先找到氢光谱的谱系

1868年埃格斯特朗从气体放电的光谱中找到了氢的红线(Ha),并证明它就是夫朗和费

从太阳光谱发现的C线，后来又发现了另外几根可见光区域的氢谱线，测量了它们的波长。

3.氢光谱的拍摄

1880年，胡金斯(Huggins)和沃格尔(Vogel)成功地拍摄了恒星的光谱，发现氢的光谱线

一直扩展到紫外区，组成一光谱系。这个光谱系非常有规律：从红线到紫外区，一根接着一

根，密度逐渐增加。

4.巴尔末(Balmer,1825-1898)发现氢光谱规律

19世纪80年代初，光谱学取得很大发展，积累了大量数据资料。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正.Hagenbach)的指点下将氢光谱的规律总结出来，于1884年6月

25日向全国科学协会报告了自己的发现：Z=B〃/、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，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=3645.6xl()7亳米。在论文中他这样写到：“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，于是我逐渐达到了一个公式，至少可以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可以从这一

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

一项分子分母分别乘4,则分子为3、平、52>6］，而分母相应地差4。”“如果用这些系数

和基数3645.6计算波长,以IO,毫米为单位,得下列数：

巴耳末计算波长与埃格斯特朗数据