Jak obliczono prędkość światła część 1
hejto.plMówiąc o prędkości światła, mamy przed sobą niemal abstrakcyjny obraz. Naciskając włącznik światła, sprawiamy, że pomieszczenie staje się natychmiast widoczne. Jednak ile czasu zajmuje fotonom dotarcie do jego ścian?
Prędkość światła, podobnie jak prędkość dźwięku, na pierwszy rzut oka wydaje się być nieskończenie wielka. Jednak za pomocą prostych eksperymentów można dość łatwo zdać sobie sprawę z ich dużej różnicy.
Światło rozchodzi się w próżni z prędkością 299 792 458 m/s, dźwięk natomiast rozchodzi się w powietrzu z prędkością około 340 m/s. Jednym z najprostszych sposobów zauważenie tej olbrzymiej różnicy, jest obserwacja burzy.
Licząc, ile czasu minęło od błysku do grzmotu, możemy oszacować odległość uderzenia pioruna.
Jeśli usłyszymy hałas 10 sekund po błysku, możemy z pewnym przybliżeniem powiedzieć, że burza znajduje się około 3400 metrów od nas. Światło błyskawicy dotarło do naszego oka w około jedną stutysięczną sekundy, podczas gdy dźwiękowi zajęło to aż 10 sekund.
Oczywiście całe obliczenia opierają się na znanych parametrach, w dawnych czasach oszacowanie obu wartości było dosyć problematyczne. W szczególności obliczenie prędkości światła, którą nie sposób wykazać w prostych eksperymentach, choć tak właśnie wyglądały pierwsze próby.
Pierwszy udokumentowany eksperyment mający umożliwić obliczenie prędkości światła został przeprowadzony w 1638 roku przez Galileusza. Wraz ze swoim pomocnikiem zajęli pozycję w pewnej odległości od siebie, po czym odsłaniali i zasłaniali przyniesione ze sobą latarnie.
Cel był prosty, należało zmierzyć czas od odkrycia latarni aż do zobaczenia światła. Znając odległość od celu, można obliczyć prędkość.
Eksperyment ten ze względu na zbyt dużą prędkość światła zakończył się niepowodzeniem. Choć pozwolił stwierdzić, że prędkość światła jest przynajmniej bardzo duża, jeżeli nie nieskończenie wielka.
W 1676 Ole Rømer, obserwując zachowanie jednego z księżyców Jowisza Io, zauważył pewną zależność. Księżyc ten krążył po orbicie planety, dokonując jednego pełnego obrotu w czasie około 42,5 godziny, a płaszczyzna jego orbity była bardzo zbliżona do płaszczyzny orbity obrotu Jowisza wokół Słońca.
W pewnym momencie możemy zobaczyć więc jego zaćmienie, obserwując moment zniknięcia księżyca z pola widzenia, jak i również w innym czasie jego wynurzenie.
Co ciekawe Rømer zauważył, że czas upływający między zaćmieniami nie jest stały, a zmienia swoją wartość w zależności od pory roku. Kolejną zależnością była tendencja tych zmian.
W momencie kiedy Ziemia znajdowała się najbliżej Jowisza, odstęp pomiędzy zaćmieniami był najniższy, a kiedy oddalała się od Jowisza, odstęp się wydłużał. Rømer podejrzewał, że rozwiązaniem tej zagadki jest wpływ wynikający ze skończonej wartości prędkości światła.
Obserwacje dokonane 7 marca 1672 roku (o 07
Wiedząc, że księżyc dokonuje okrążenia orbity w wyznaczonym czasie, można było obliczyć dzień i godzinę dowolnego zaćmienia.
29 kwietnia (o 10
Różnica wydaje się niewielka - 32 sekundy, ale oznaczała, że wynurzenie się 29 kwietnia, nastąpiło kwadrans później, niż zostało przewidziane.
W wyniku obserwacji możliwe było określenie pozycji Ziemi i Jowisza na swoich orbitach dla każdego zaćmienia. Natomiast odległość od Ziemi do Jowisza obliczyć można za pomocą funkcji trygonometrycznych. (Znając odległości między Słońcem a Ziemią oraz odległości między Słońcem a Jowiszem, wraz z określeniem kąta między Jowiszem a Ziemią (względem Słońca).)
Odległość od Słońca do Ziemi nie była wówczas dobrze znana, ale przyjmując ją jako stałą wartość X, odległość od Słońca do Jowisza można obliczyć jako pewną wielokrotność X.
Rømer oszacował, że światło pokonuje odległość równą średnicy orbity Ziemi w czasie 22 minut.
Wykonane obliczenia, wciąż nie były wystarczające, brakowało w nich informacji na temat długości średnicy orbity Ziemskiej.
Na podstawie pracy Rømera, w 1678 Christiaan Huygens oszacował prędkość światła, uwzględniając szacunkową wartość średnicy orbity Ziemi, otrzymując wynik około 232 000 000 m/s. (niektóre źródła mówią o wyniku 220 000 000m/s) (Rzeczywista wartość: 299 792 458 m/s)
Christiaan oszacował średnicę Ziemi na 12 750 km (aktualna wartość -12 742km), a średnicę jej orbity na 24 000 średnic Ziemi (aktualna wartość około 23481 średnic Ziemi).
W 1543 roku wydana została praca Mikołaja Kopernika “O obrotach sfer niebieskich”
Była ona olbrzymim wkładem w teorie mówiącą o Słońcu jako centrum, wokół którego obracają się planety.
Z czasem teoria Heliocentryczna zyskiwała coraz to większą popularność. Istniał jednak pewien problem, poza wieloma niemerytorycznymi argumentami, jednym z prawdziwych problemów był efekt Paralaksy.
Paralaksa to efekt niezgodności różnych obrazów tego samego obiektu obserwowanych z różnych kierunków.
Uznając poprawność modelu Heliocentrycznego, konieczne było zaobserwowanie tego właśnie efektu, problem polegał na tym, że obserwacja wykazywała coś innego, niż mogłoby wynikać z teorii.
W 1680 roku Jean Picard, stwierdził, w wyniku dziesięcioletnich obserwacji, że Gwiazda Polarna, wykazywała zmiany w swoim położeniu wynoszące 40″ rocznie. Niektórzy astronomowie próbowali wyjaśnić to zjawisko za pomocą paralaksy, ale próby te zakończyły się niepowodzeniem, ponieważ ruch różnił się od tego, który spowodowałaby paralaksa.
John Flamsteed, na podstawie pomiarów dokonanych w 1689 roku i w kolejnych latach za pomocą swojego kwadrantu ściennego, podobnie doszedł do wniosku, że deklinacja Polaris była o 40″ mniejsza w lipcu niż we wrześniu.
Aby rozstrzygnąć problem James Bradley i Samuel Molyneux w 1725 roku postanowili ponownie zbadać ruch gwiazdy "Gamma Draconis" za pomocą teleskopu.
Zaobserwowano, że gwiazda przesunęła się o 40″ na południe między wrześniem a marcem, a następnie odwróciła swój kurs od marca do września. W tym samym czasie inna gwiazda “35 Camelopardalis”, była na początku marca o 19″ bardziej na północ niż we wrześniu. Wyniki te były całkowicie nieoczekiwane i niewytłumaczalne przez istniejące teorie.
W 1727 roku Bradley rozpoczął kolejną serię obserwacji przy użyciu własnego teleskopu wzniesionego w Rectory, Wanstead. Zaletą tego instrumentu było większe pole widzenia, dzięki czemu był on w stanie uzyskać dokładne pozycje dużej liczby gwiazd.
W ciągu pierwszych dwóch lat pracy w Wanstead ustalił istnienie zjawiska aberracji, a to pozwoliło mu sformułować zestaw reguł, które pozwoliłyby obliczyć jej wpływ na dowolną gwiazdę w określonym dniu.
W astronomii aberracja jest zjawiskiem, które powoduje pozorny ruch obiektów niebieskich względem ich rzeczywistych pozycji, zależny od prędkości obserwatora.
Aberracja sprawia, że obiekty wydają się być przesunięte w kierunku ruchu obserwatora w porównaniu do sytuacji, gdy obserwator jest nieruchomy.
Wyobraź sobie, że podczas bezwietrznej pogody zaczyna padać deszcz, wyciągasz parasolkę i umieszczasz ją nad głową. Krople deszczu padają prostopadle na parasol. Jednak jeżeli byłbyś w ruchu (np. biegnąc), krople zdawałyby się spadać pod pewnym kątem.
Ziemia również znajduję się w ruchu, który wpływa na obserwację obiektów.
Bradley był w stanie oszacować stałą aberracji na 20,2", co jest równe 0,00009793 radianów, a dzięki temu potrafił oszacować prędkość światła na 301 000 000 metrów na sekundę. (Rzeczywista wartość: 299 792 458 m/s)
Rzutując małe koło dla gwiazdy na biegunie ekliptyki, mógł uprościć obliczenia zależności między prędkością światła a prędkością rocznego ruchu Ziemi na jej orbicie w następujący sposób:
v-prędkość rocznego ruchu Ziemi (znana z zależności czasu obrotu ziemi wokół słońca do długości promienia orbity ), c -prędkość światła.
Na tym zakończę część pierwszą, w której skupiliśmy się głównie na astronomicznych sposobach wyznaczania prędkości światła, w części drugiej (która pojawi się, jak będzie gotowa
#historia #astronomia #ciekawostki
Prędkość światła, podobnie jak prędkość dźwięku, na pierwszy rzut oka wydaje się być nieskończenie wielka. Jednak za pomocą prostych eksperymentów można dość łatwo zdać sobie sprawę z ich dużej różnicy.
Światło rozchodzi się w próżni z prędkością 299 792 458 m/s, dźwięk natomiast rozchodzi się w powietrzu z prędkością około 340 m/s. Jednym z najprostszych sposobów zauważenie tej olbrzymiej różnicy, jest obserwacja burzy.
Licząc, ile czasu minęło od błysku do grzmotu, możemy oszacować odległość uderzenia pioruna.
Jeśli usłyszymy hałas 10 sekund po błysku, możemy z pewnym przybliżeniem powiedzieć, że burza znajduje się około 3400 metrów od nas. Światło błyskawicy dotarło do naszego oka w około jedną stutysięczną sekundy, podczas gdy dźwiękowi zajęło to aż 10 sekund.
Oczywiście całe obliczenia opierają się na znanych parametrach, w dawnych czasach oszacowanie obu wartości było dosyć problematyczne. W szczególności obliczenie prędkości światła, którą nie sposób wykazać w prostych eksperymentach, choć tak właśnie wyglądały pierwsze próby.
Pierwszy udokumentowany eksperyment mający umożliwić obliczenie prędkości światła został przeprowadzony w 1638 roku przez Galileusza. Wraz ze swoim pomocnikiem zajęli pozycję w pewnej odległości od siebie, po czym odsłaniali i zasłaniali przyniesione ze sobą latarnie.
Cel był prosty, należało zmierzyć czas od odkrycia latarni aż do zobaczenia światła. Znając odległość od celu, można obliczyć prędkość.
Eksperyment ten ze względu na zbyt dużą prędkość światła zakończył się niepowodzeniem. Choć pozwolił stwierdzić, że prędkość światła jest przynajmniej bardzo duża, jeżeli nie nieskończenie wielka.
W 1676 Ole Rømer, obserwując zachowanie jednego z księżyców Jowisza Io, zauważył pewną zależność. Księżyc ten krążył po orbicie planety, dokonując jednego pełnego obrotu w czasie około 42,5 godziny, a płaszczyzna jego orbity była bardzo zbliżona do płaszczyzny orbity obrotu Jowisza wokół Słońca.
W pewnym momencie możemy zobaczyć więc jego zaćmienie, obserwując moment zniknięcia księżyca z pola widzenia, jak i również w innym czasie jego wynurzenie.
Co ciekawe Rømer zauważył, że czas upływający między zaćmieniami nie jest stały, a zmienia swoją wartość w zależności od pory roku. Kolejną zależnością była tendencja tych zmian.
W momencie kiedy Ziemia znajdowała się najbliżej Jowisza, odstęp pomiędzy zaćmieniami był najniższy, a kiedy oddalała się od Jowisza, odstęp się wydłużał. Rømer podejrzewał, że rozwiązaniem tej zagadki jest wpływ wynikający ze skończonej wartości prędkości światła.
Obserwacje dokonane 7 marca 1672 roku (o 07
Wiedząc, że księżyc dokonuje okrążenia orbity w wyznaczonym czasie, można było obliczyć dzień i godzinę dowolnego zaćmienia.
29 kwietnia (o 10
Różnica wydaje się niewielka - 32 sekundy, ale oznaczała, że wynurzenie się 29 kwietnia, nastąpiło kwadrans później, niż zostało przewidziane.
W wyniku obserwacji możliwe było określenie pozycji Ziemi i Jowisza na swoich orbitach dla każdego zaćmienia. Natomiast odległość od Ziemi do Jowisza obliczyć można za pomocą funkcji trygonometrycznych. (Znając odległości między Słońcem a Ziemią oraz odległości między Słońcem a Jowiszem, wraz z określeniem kąta między Jowiszem a Ziemią (względem Słońca).)
Odległość od Słońca do Ziemi nie była wówczas dobrze znana, ale przyjmując ją jako stałą wartość X, odległość od Słońca do Jowisza można obliczyć jako pewną wielokrotność X.
Rømer oszacował, że światło pokonuje odległość równą średnicy orbity Ziemi w czasie 22 minut.
Wykonane obliczenia, wciąż nie były wystarczające, brakowało w nich informacji na temat długości średnicy orbity Ziemskiej.
Na podstawie pracy Rømera, w 1678 Christiaan Huygens oszacował prędkość światła, uwzględniając szacunkową wartość średnicy orbity Ziemi, otrzymując wynik około 232 000 000 m/s. (niektóre źródła mówią o wyniku 220 000 000m/s) (Rzeczywista wartość: 299 792 458 m/s)
Christiaan oszacował średnicę Ziemi na 12 750 km (aktualna wartość -12 742km), a średnicę jej orbity na 24 000 średnic Ziemi (aktualna wartość około 23481 średnic Ziemi).
W 1543 roku wydana została praca Mikołaja Kopernika “O obrotach sfer niebieskich”
Była ona olbrzymim wkładem w teorie mówiącą o Słońcu jako centrum, wokół którego obracają się planety.
Z czasem teoria Heliocentryczna zyskiwała coraz to większą popularność. Istniał jednak pewien problem, poza wieloma niemerytorycznymi argumentami, jednym z prawdziwych problemów był efekt Paralaksy.
Paralaksa to efekt niezgodności różnych obrazów tego samego obiektu obserwowanych z różnych kierunków.
Uznając poprawność modelu Heliocentrycznego, konieczne było zaobserwowanie tego właśnie efektu, problem polegał na tym, że obserwacja wykazywała coś innego, niż mogłoby wynikać z teorii.
W 1680 roku Jean Picard, stwierdził, w wyniku dziesięcioletnich obserwacji, że Gwiazda Polarna, wykazywała zmiany w swoim położeniu wynoszące 40″ rocznie. Niektórzy astronomowie próbowali wyjaśnić to zjawisko za pomocą paralaksy, ale próby te zakończyły się niepowodzeniem, ponieważ ruch różnił się od tego, który spowodowałaby paralaksa.
John Flamsteed, na podstawie pomiarów dokonanych w 1689 roku i w kolejnych latach za pomocą swojego kwadrantu ściennego, podobnie doszedł do wniosku, że deklinacja Polaris była o 40″ mniejsza w lipcu niż we wrześniu.
Aby rozstrzygnąć problem James Bradley i Samuel Molyneux w 1725 roku postanowili ponownie zbadać ruch gwiazdy "Gamma Draconis" za pomocą teleskopu.
Zaobserwowano, że gwiazda przesunęła się o 40″ na południe między wrześniem a marcem, a następnie odwróciła swój kurs od marca do września. W tym samym czasie inna gwiazda “35 Camelopardalis”, była na początku marca o 19″ bardziej na północ niż we wrześniu. Wyniki te były całkowicie nieoczekiwane i niewytłumaczalne przez istniejące teorie.
W 1727 roku Bradley rozpoczął kolejną serię obserwacji przy użyciu własnego teleskopu wzniesionego w Rectory, Wanstead. Zaletą tego instrumentu było większe pole widzenia, dzięki czemu był on w stanie uzyskać dokładne pozycje dużej liczby gwiazd.
W ciągu pierwszych dwóch lat pracy w Wanstead ustalił istnienie zjawiska aberracji, a to pozwoliło mu sformułować zestaw reguł, które pozwoliłyby obliczyć jej wpływ na dowolną gwiazdę w określonym dniu.
W astronomii aberracja jest zjawiskiem, które powoduje pozorny ruch obiektów niebieskich względem ich rzeczywistych pozycji, zależny od prędkości obserwatora.
Aberracja sprawia, że obiekty wydają się być przesunięte w kierunku ruchu obserwatora w porównaniu do sytuacji, gdy obserwator jest nieruchomy.
Wyobraź sobie, że podczas bezwietrznej pogody zaczyna padać deszcz, wyciągasz parasolkę i umieszczasz ją nad głową. Krople deszczu padają prostopadle na parasol. Jednak jeżeli byłbyś w ruchu (np. biegnąc), krople zdawałyby się spadać pod pewnym kątem.
Ziemia również znajduję się w ruchu, który wpływa na obserwację obiektów.
Bradley był w stanie oszacować stałą aberracji na 20,2", co jest równe 0,00009793 radianów, a dzięki temu potrafił oszacować prędkość światła na 301 000 000 metrów na sekundę. (Rzeczywista wartość: 299 792 458 m/s)
Rzutując małe koło dla gwiazdy na biegunie ekliptyki, mógł uprościć obliczenia zależności między prędkością światła a prędkością rocznego ruchu Ziemi na jej orbicie w następujący sposób:
v-prędkość rocznego ruchu Ziemi (znana z zależności czasu obrotu ziemi wokół słońca do długości promienia orbity ), c -prędkość światła.
Na tym zakończę część pierwszą, w której skupiliśmy się głównie na astronomicznych sposobach wyznaczania prędkości światła, w części drugiej (która pojawi się, jak będzie gotowa
#historia #astronomia #ciekawostki
