光速的测定
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1862年，傅科改进了装置，用于直接测量光在空气中的行进速度．其装置及原
理如下:
原理：光从S发出，穿过半镀银膜M1和会聚透镜L，到达旋转镜M2，经反射到 凹面镜M3，再沿原路返回．被M1再反射并成像S ；如果旋转镜M2作高速旋转，则 光线由M3返回到M2时，M2在这一段时间内有稍许偏转，由此引起的像S”产生一个 位置差△S，借此可以算出光速值． 傅科用五架庞大的凹面镜，以延长 光路，即使如此光程也只有20米，旋 转镜转速为400米/秒，因此产生的位 移只有0.7毫米，由此测出的光速值为 298 000千米/秒．
之久.
12
一个透镜的焦点射向齿轮和透镜后变成平行光，平行光经过第二个透镜后又在平面镜上聚于一
点，在平面镜上反射后按原路返回．当光通过齿隙时观察者就可以看到返回的光．由齿轮的转 速，可计算从开始到返回的光第一次消失的时间，也就是光往返一次所用的时间，从而计算出
光百度文库值．
为了延长光行的时间，菲索的旋轮装置放在一个山顶，反射镜M放在另一个山顶，二者 相距8633米，光程超过17千米．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．
这种测量光速的方法原理是什么？是否正确? 但这个实验能不能测出光的速度，为什么？
2s v = t
（从原理上讲，伽利略实验采用类似测量声速的方法v=2s/t来测量光速是对的。伽利略实验的 失败，说明光速如果是有限的，它必定是十分巨大的，在相距约1.6km的两山顶间来回一次， 所用的时间大约只有十万分之一秒，比实验者的反应时间短得多.这样短的时间,即使用精密计 时仪器也很难测出,更不用说当时用的原始计时装置了。）
刻就逐渐推迟．
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如图，若地球在E1和木星在J1看到一次木卫蚀，当地球在作自E1向E2运动
时，地球与木星的距离在逐渐增大，自木星来的任一信号都必须比前一信号多 走一些距离才到达地球．罗默观察到，由E1到E2的三个月时间里，所有相邻蚀 的时间延迟的总和约为10分钟．当地球继续由E3经过E4而向E5运动时，地球与 木星的距离在逐渐减小，自木星来的任一信号都比前一信号少走一些距离．
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布拉德雷用地球公转的速度与光速的比估算出了太阳光到达地
球需要8分13秒．这个数值较罗默法测定的要精确一些．布拉德雷
测定值证明了罗默有关光速有限性的说法．
应用光行差法测得光速为301 000千米/秒．天文学家测量光速
的成功，也极大地鼓舞了物理学家去发明实验室测光速的方法．
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二、斐索与傅科的测量
1849年，斐索首先在地面上测得光速值，其值为315 300千米/秒．他的装置及原理如下 ： 原理大致是：在透镜与光源之间放一个齿轮，在透镜的另一测较远处依次放置另一个透镜 和一个平面镜，平面镜位于第二个透镜的焦点处．光源发出的光经半镀银膜镜m反射后，经第
过望远镜C进入观察者的眼中，看到光源S的像．
11
如果使八面镜转动，那么光反射回来时，八面镜的面3已经偏离了原来 的取向，经面3反射后的光不再进入望远镜中，观察者就观察不到光源S的像 了．适当调节八面镜的转速，使反射回来的光到达八面镜时，八面镜恰好转
过，面2正好转到面3原来的位置，经面2反射后的光进入望远镜中，就可以
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1728年英国天文学家布拉德雷（James Bradley,1693-1762）发现在一年中，恒星会
发生一个极小的椭圆形位移．开始，他无法解释这一现象．
据说，布拉德雷在泰晤士河上航行时，偶然发现一种现象，当船转弯时，桅杆上的
风向标会改变方向．这使得他联想到观测到的现象，这种椭圆运动与此很像，他叫做
重新看到S的像．根据八面镜转过1/8转所用的时间和两山峰间的距离．就可
以算出光在空气里的速度．迈克耳逊经过校正，得出光在真空中的传播速度
（299796±4）km/s． 1878年开始实验时测得的光速值为300 140千米/秒；1882年，他测得的光
速值为（2.99860±0.00030）×108米/秒．这个值被作为国际标准沿用了40年
“光行差”现象． 光速并非无限，地球也有一定的速度，光行差就是两种 速度叠加的结果． 布拉德雷对此写道：“假想CA是一条光线，垂直地落到直 线BD上，如果研究（指观察者）静止于A点，那么不管光的传 播需要时间还是只需瞬间，物体必然出现在AC方向上．但是， 如果眼睛（观察者）从B向A运动，而光的传播又需要时间， 而光的传播速度与眼睛（观察者）的速度之比等于CA与BA之 比，则当眼睛（观察者）从B运动到A时，光从C传播到A……” 光行差原理图
罗默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
斯根据罗默的数据和地球轨道直径（近似值）的数据，计算出科学史上第一个光速值为
227 000千米/秒．
虽然这个数值与目前测得的最精确的数据相差甚远，但它启发了惠更斯对波动说的研
究；更重要的是这个结果的错误不在于方法的错误，只是源于罗默对光跨越地球的时间 的错误推测，现代用罗默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值．
光速的测定
1607年伽利略最早做了测定光速的尝试。让两个实验者在夜间每人各带一盏遮蔽 着的灯，站在相距约1.6km 两个山顶上，实验者A先打开灯，同时记下开灯的时间， 实验者B看到传来的灯光后，立刻打开自己的灯，实验者A看到实验者B的灯光后， 再立刻记下时间，然后根据记下的时间间隔t和两山顶间的距离s计算光的传播速度。
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1850年，法国科学家傅科（Jean Bernard Leon Foucault,1819-1868）利用旋转镜
比较水中和空气中的光速．他的装置及原理如图:
原理大致是：光线经旋转镜m反射到M和M，，T管中装有水．一束光经空气返回，
一束光经水返回． 结果证明，光线通过水所用时间大于通过空气所用时间，即光速在水中变慢，这 与托马斯· 杨的预见相符合． 傅 科 比 较 光 速 的 实 验
10
旋转棱镜法：迈克耳逊选择了两个山峰，测出两山峰间的
距离，在第一个山峰上安装一个强光源S和一个正八面棱镜A
（见下图）光源S发出的光，经过狭缝射到八面镜A的面1上，反 射后射到放置在另一个山峰上的凹镜B上，又反射到平面镜M上， 经过M反射后，再由B反射回第一个山峰．如果八面镜静止不动， 反射回来的光就射到八面镜的另一个面3上，经面3反射后，通
在当时的实验条件下，伽利略的尝试是失败的，但他要测定光速的思想，却激励了许多科学家。
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要想测出光速,必须利用足够大的距离,或者设法测出极短的时间间隔.伽利略以 后的学者们正是沿着这两个方向探求测定光速的方法的，其中比较成功的有：
一、天文上的测量
丹麦天文学家罗默（Olaf Romer,1644-1710）第一个用天文的实验方法证 明了光以有限的速度传播． 由于行星的有规律的运动，卫星蚀也是周期性发生的．例如，离木星最近 的一颗卫星-----木卫1的卫星蚀周期约为1.76昼夜． 但在长期的天文观测中，罗默注意到，一年之中，当地球在自己的轨道上 朝向木星运动时，木卫蚀的时刻就逐渐提早；而背离木星运动时，木卫蚀的时
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,
三、迈克耳逊的测量
美国实验物理学家迈克耳逊(AlbertAbraham
Michelson,1852-1931)的一生几乎都花在测量光速
上了, 他不断改进测量方法, 以提高测量精确度．他
的精确测量为狭义相对论的建立打下实验基础. 迈克耳逊由于在光学精密测量和光谱学上的 研究，获得了1907年的诺贝尔物理奖，成为美国历 史上第一个获此殊荣的科学家．
罗 默 测 光 速 的 原 理 图
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罗默认为这种现象是由于光具有速度造成的，进而推断光速是有限的．罗默从他的 测量推断出，光走过与地球轨道半径等长的距离所需的时间约为11分钟（现代值为8分 钟）． 据此，1676年9月，罗默成功地预计了11月9日发生的木卫蚀要推迟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默的预言．
1862年，傅科改进了装置，用于直接测量光在空气中的行进速度．其装置及原
理如下:
原理：光从S发出，穿过半镀银膜M1和会聚透镜L，到达旋转镜M2，经反射到 凹面镜M3，再沿原路返回．被M1再反射并成像S ；如果旋转镜M2作高速旋转，则 光线由M3返回到M2时，M2在这一段时间内有稍许偏转，由此引起的像S”产生一个 位置差△S，借此可以算出光速值． 傅科用五架庞大的凹面镜，以延长 光路，即使如此光程也只有20米，旋 转镜转速为400米/秒，因此产生的位 移只有0.7毫米，由此测出的光速值为 298 000千米/秒．
之久.
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一个透镜的焦点射向齿轮和透镜后变成平行光，平行光经过第二个透镜后又在平面镜上聚于一
点，在平面镜上反射后按原路返回．当光通过齿隙时观察者就可以看到返回的光．由齿轮的转 速，可计算从开始到返回的光第一次消失的时间，也就是光往返一次所用的时间，从而计算出
光百度文库值．
为了延长光行的时间，菲索的旋轮装置放在一个山顶，反射镜M放在另一个山顶，二者 相距8633米，光程超过17千米．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．
这种测量光速的方法原理是什么？是否正确? 但这个实验能不能测出光的速度，为什么？
2s v = t
（从原理上讲，伽利略实验采用类似测量声速的方法v=2s/t来测量光速是对的。伽利略实验的 失败，说明光速如果是有限的，它必定是十分巨大的，在相距约1.6km的两山顶间来回一次， 所用的时间大约只有十万分之一秒，比实验者的反应时间短得多.这样短的时间,即使用精密计 时仪器也很难测出,更不用说当时用的原始计时装置了。）
刻就逐渐推迟．
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如图，若地球在E1和木星在J1看到一次木卫蚀，当地球在作自E1向E2运动
时，地球与木星的距离在逐渐增大，自木星来的任一信号都必须比前一信号多 走一些距离才到达地球．罗默观察到，由E1到E2的三个月时间里，所有相邻蚀 的时间延迟的总和约为10分钟．当地球继续由E3经过E4而向E5运动时，地球与 木星的距离在逐渐减小，自木星来的任一信号都比前一信号少走一些距离．
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布拉德雷用地球公转的速度与光速的比估算出了太阳光到达地
球需要8分13秒．这个数值较罗默法测定的要精确一些．布拉德雷
测定值证明了罗默有关光速有限性的说法．
应用光行差法测得光速为301 000千米/秒．天文学家测量光速
的成功，也极大地鼓舞了物理学家去发明实验室测光速的方法．
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二、斐索与傅科的测量
1849年，斐索首先在地面上测得光速值，其值为315 300千米/秒．他的装置及原理如下 ： 原理大致是：在透镜与光源之间放一个齿轮，在透镜的另一测较远处依次放置另一个透镜 和一个平面镜，平面镜位于第二个透镜的焦点处．光源发出的光经半镀银膜镜m反射后，经第
过望远镜C进入观察者的眼中，看到光源S的像．
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如果使八面镜转动，那么光反射回来时，八面镜的面3已经偏离了原来 的取向，经面3反射后的光不再进入望远镜中，观察者就观察不到光源S的像 了．适当调节八面镜的转速，使反射回来的光到达八面镜时，八面镜恰好转
过，面2正好转到面3原来的位置，经面2反射后的光进入望远镜中，就可以
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1728年英国天文学家布拉德雷（James Bradley,1693-1762）发现在一年中，恒星会
发生一个极小的椭圆形位移．开始，他无法解释这一现象．
据说，布拉德雷在泰晤士河上航行时，偶然发现一种现象，当船转弯时，桅杆上的
风向标会改变方向．这使得他联想到观测到的现象，这种椭圆运动与此很像，他叫做
重新看到S的像．根据八面镜转过1/8转所用的时间和两山峰间的距离．就可
以算出光在空气里的速度．迈克耳逊经过校正，得出光在真空中的传播速度
（299796±4）km/s． 1878年开始实验时测得的光速值为300 140千米/秒；1882年，他测得的光
速值为（2.99860±0.00030）×108米/秒．这个值被作为国际标准沿用了40年
“光行差”现象． 光速并非无限，地球也有一定的速度，光行差就是两种 速度叠加的结果． 布拉德雷对此写道：“假想CA是一条光线，垂直地落到直 线BD上，如果研究（指观察者）静止于A点，那么不管光的传 播需要时间还是只需瞬间，物体必然出现在AC方向上．但是， 如果眼睛（观察者）从B向A运动，而光的传播又需要时间， 而光的传播速度与眼睛（观察者）的速度之比等于CA与BA之 比，则当眼睛（观察者）从B运动到A时，光从C传播到A……” 光行差原理图
罗默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
斯根据罗默的数据和地球轨道直径（近似值）的数据，计算出科学史上第一个光速值为
227 000千米/秒．
虽然这个数值与目前测得的最精确的数据相差甚远，但它启发了惠更斯对波动说的研
究；更重要的是这个结果的错误不在于方法的错误，只是源于罗默对光跨越地球的时间 的错误推测，现代用罗默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值．
光速的测定
1607年伽利略最早做了测定光速的尝试。让两个实验者在夜间每人各带一盏遮蔽 着的灯，站在相距约1.6km 两个山顶上，实验者A先打开灯，同时记下开灯的时间， 实验者B看到传来的灯光后，立刻打开自己的灯，实验者A看到实验者B的灯光后， 再立刻记下时间，然后根据记下的时间间隔t和两山顶间的距离s计算光的传播速度。
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1850年，法国科学家傅科（Jean Bernard Leon Foucault,1819-1868）利用旋转镜
比较水中和空气中的光速．他的装置及原理如图:
原理大致是：光线经旋转镜m反射到M和M，，T管中装有水．一束光经空气返回，
一束光经水返回． 结果证明，光线通过水所用时间大于通过空气所用时间，即光速在水中变慢，这 与托马斯· 杨的预见相符合． 傅 科 比 较 光 速 的 实 验
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旋转棱镜法：迈克耳逊选择了两个山峰，测出两山峰间的
距离，在第一个山峰上安装一个强光源S和一个正八面棱镜A
（见下图）光源S发出的光，经过狭缝射到八面镜A的面1上，反 射后射到放置在另一个山峰上的凹镜B上，又反射到平面镜M上， 经过M反射后，再由B反射回第一个山峰．如果八面镜静止不动， 反射回来的光就射到八面镜的另一个面3上，经面3反射后，通
在当时的实验条件下，伽利略的尝试是失败的，但他要测定光速的思想，却激励了许多科学家。
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要想测出光速,必须利用足够大的距离,或者设法测出极短的时间间隔.伽利略以 后的学者们正是沿着这两个方向探求测定光速的方法的，其中比较成功的有：
一、天文上的测量
丹麦天文学家罗默（Olaf Romer,1644-1710）第一个用天文的实验方法证 明了光以有限的速度传播． 由于行星的有规律的运动，卫星蚀也是周期性发生的．例如，离木星最近 的一颗卫星-----木卫1的卫星蚀周期约为1.76昼夜． 但在长期的天文观测中，罗默注意到，一年之中，当地球在自己的轨道上 朝向木星运动时，木卫蚀的时刻就逐渐提早；而背离木星运动时，木卫蚀的时
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三、迈克耳逊的测量
美国实验物理学家迈克耳逊(AlbertAbraham
Michelson,1852-1931)的一生几乎都花在测量光速
上了, 他不断改进测量方法, 以提高测量精确度．他
的精确测量为狭义相对论的建立打下实验基础. 迈克耳逊由于在光学精密测量和光谱学上的 研究，获得了1907年的诺贝尔物理奖，成为美国历 史上第一个获此殊荣的科学家．
罗 默 测 光 速 的 原 理 图
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罗默认为这种现象是由于光具有速度造成的，进而推断光速是有限的．罗默从他的 测量推断出，光走过与地球轨道半径等长的距离所需的时间约为11分钟（现代值为8分 钟）． 据此，1676年9月，罗默成功地预计了11月9日发生的木卫蚀要推迟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默的预言．