民众大舞台——风俗世情

7. 天文学家测光速

　　速度的定义是很简单的， 以公式表示： v= st ； 用文字表示： 单位时间内物体行进的距离( 或位移) 。这里的物体也可以是一种信号， 如声音、电磁波、光波等。实际测量时， 主要是测距离值和时间值。

　　测量声音传播速度， 通常要有一个比声音传播速度快得多的信号， 用以标定声音传播的起止时间。

　　光传播的速度很快， 在古代， 人们都认为光速是无限大的。这就是说， 光从一地传播到另一地的时间是零。也许有人要问， 光的速度是无限大、还是有限大呢？ 要知道答案，就要从实验上测量。

　　最先尝试测量光的速度的人是伽利略。他测量光速的方法类似于声速测量的方法。

　　在一个夜晚， 伽利略带着他的助手到郊外。伽利略与他的助手分别站在两个山头上， 他们的手上各提着一个灯笼，

　　并且手拿着计时器。按照约定， 伽利略打开灯笼的同时开始计时， 当助手看到灯光马上打开自己的灯笼， 而伽利略看到灯光马上停止计时。这样， 根据速度公式就可求出光的速度。

　　这样测光速， 理论固然是不错的， 但是实际上却行不通。我们知道， 光速为每秒30 万公里。设两个山头距离为5 公里， 来回行进的光信号需时为0. 033 毫秒。两人打开灯罩的时间比0. 033 毫秒要长得多。因此， 伽利略测量光速的实验失败了。

　　伽利略实验结果说明， 光速的数值是很大的， 测量这个数值不能用常规的办法。测量光速应另觅途径。简单地说， 测量极快的速度， 或者有能力测出极短的时间间隔( 伽利略未能做到而失败)， 或者加大距离( 称为长基线) 。在17 ～18 世纪， 加大距离的办法是可行的。可是怎样加到如此大的距离呢？

　　丹麦天文学家罗默想到一个好办法。他想， 若我们到某一天体距离是已知的， 测量光从天体到地球的时间就可以了。天体到地球之间的距离可以看做长基线了。另外， 罗默还解决了测时的问题。

　　1676 年， 罗默想到一只很准确的“天文钟”， 这就是木星的卫星食。这种卫星食就像是地球上见到的月食。木星处在太阳与木星的卫星时， 就发生木星的卫星食， 而且这种卫星食也是周期性的。

　　罗默选择了木卫一， 它的卫星食周期为1. 76 天， 约42

　　个小时多一些。经过几年的认真观测， 他仔细观察了木卫一卫星食的情况。他发现， 木卫一卫星食的周期有一定的误差。这种误差的表现是， 或推迟、或提前。

　　误差是怎样产生的呢？ 罗默进行了分析。地球离木星的距离达6. 3 亿公里， 如此远的距离， 地球的影响差不多可以忽略了。因此， 地球上看到的木卫一的卫星食周期有变化，

　　肯定是观测者离开木星的距离有变化。这种距离的变化， 是由于地球公转时位置变化引起的。由于木星公转周期约为地球公转周期的12 倍， 即木星绕日一周， 地球绕日12 周， 因此， 地球的位置变化要显著得多。

　　罗默怎样测定光速呢？ 木卫一发生两次卫星食的时间差可以测出， 这时地球公转所行距离也可以测出。这样， 光速就可算出了。罗默测定的结果是：光速= 215 ， 000 公里/ 秒。这个光速值比较小。但是， 这毕竟是人类测得的第一个光速值。

　　罗默的方法是科学的。经分析， 产生误差的原因是， 当时人们未能精确测出地球轨道半径和光线穿越地球轨道所用的时间。

　　后来， 人们对这两个误差的因素做了修正， 仍用罗默的方法测量光速， 测得的光速为301 ， 000 公里/ 秒。

　　天文学家测量光速还有一种很巧妙的方法， 称做“光行差法”。说起光行差的原理是很简单的， 可以举一个例子加以说明。

　　下雨时， 你恰在一个车厢内。车静止时， 可以见到雨点儿一滴一滴地竖直地落下来。从车的玻璃窗上显示的雨线是竖直向下的。当车运动起来， 雨点儿就斜着向后甩去， 看到雨线是斜向下并向后的。

　　所谓光行差是由于地球运动产生的光效应。比如， 用望远镜看头顶上的一颗恒星， 望远镜本应竖直向上看， 而恒星发出的光线应是竖直向下的。但是， 由于地球的运动， 望远镜必须有一个很小的偏斜。这个斜角可以测量出， 地球运动速度也可测出， 利用三角公式即可求出光的速度。

　　1782 年， 英国格林威治天文台台长布拉德雷观察并测量了光行差效应， 并计算出光速为303 ， 000 公里/ 秒。

　　天文学家利用天体间距离( 长基线) 测得了光速， 下面该看物理学家的了。