Prędkość światła, metody pomiaru prędkości światła, światło jako fala elektromagnetyczna

Ogólnie przyjęta nazwa widzialnej dla oka ludzkiego części widma promieniowania elektromagnetycznego, czyli zakres długości fali od 400 do 700 nm (od fioletu do czerwieni); często też tą nazwą określa się tę część widma, które w skali częstości sąsiadują z widmem widzialnym i które podlegają badaniom optycznym.

Światło wykazuje charakter falowo – korpuskularny. O falowej naturze światła świadczą zjawiska: interferencji, dyfrakcji, polaryzacji, załamania i odbicia światła;

W zależności od składu widmowego, światło może być białe lub monochromatyczne. Światło białe to światło o takim rozkładzie natężenia, z każdej długości fali (lub ścisłej – wąskiemu podziałowi długości fali) odpowiada taka sama ilość energii. Ze względu na różną wrażliwość oka na światło o różnej długości fali, światło słoneczne i światło żarówki odbierane jest przez oko jako światło białe. Można też uzyskać wrażenie „białości” mieszając trzy barwy np. czerwone, zielone, fioletowe. W sensie fizycznym natomiast przykładem światła białego jest promieniowanie ciała doskonale czarnego. Światło monochromatyczne natomiast to promienie elektromagnetyczne o ściśle określonej fali. Światło monochromatyczne wytwarzają np. lasery. Zaburzenia pola elektromagnetycznego rozchodzące się w przestrzeni ze skończoną prędkością. Fale elektromagnetyczne są falami poprzecznymi, tzn. w każdym punkcie pola. Wektor natężenia pola elektrycznego i wektor indukcji magnetycznej są prostopadłe do kierunku rozchodzenia się fal elektromagnetycznych i do siebie. Własności, warunki powstawania i rozprzestrzeniania się fal elektromagnetycznych opisują w zupełności równania falowe wynikające z równań Maxwella. Istotny wpływ na takie własności fal elektromagnetycznych, jak prędkość rozchodzenia się, polaryzacja, natężenie, ma ośrodek, w którym fale elektromagnetyczne rozchodzą się. W realnych ośrodkach występuje dyspersja fal elektromagnetycznych, tzn. zależność prędkości ich rozchodzenia się od częstości fali. Charakterystyczne dla fal elektromagnetycznych są zjawiska interferencji, dyfrakcji, załamania, oraz całkowitego wewnętrznego odbicia. Charakterystyka przestrzenno-czasowa fal elektromagnetycznych jest określana zarówno przez własności ośrodka, w którym się one rozchodzą, jak przez własności źródła promieniowania. Najprostszy przypadek wzbudzenia oraz rozprzestrzeniania się fal elektromagnetycznych stanowi wzbudzenie w jednorodnym ośrodku izotropowym za pomocą drgającego dipola Hertza. Stanowi go odcinek przewodu o długości l (długość wytwarzanej fali elektromagnetycznej), elektrycznie obojętny jako całość, opisany przez elektryczny moment dipolowy. W odległości od dipola tworzy się strefa falowa, gdzie rozchodzą się fale elektromagnetyczne poprzeczne, spolaryzowane liniowo. Ze względu na różne sposoby wytwarzania, odbioru i detekcji fal elektromagnetycznych, jak również ze względu na różny charakter ich oddziaływania z materią rozróżnia się: fale elektromagnetyczne niskiej częstości, fale radiowe, fale elektromagnetyczne wytwarzane, gdy swobodne elektrony zaczynają drgać (więc są przyspieszane) pod wpływem pola elektrycznego. Ponieważ częstość zależy od przyłożonego pola, fale powstają raczej jak regularny strumień, a nie losowo. Stosowane w komunikowaniu się na odległość. Fale świetlne dzielą się na promieniowanie podczerwone, światło widzialne i promieniowanie ultrafioletowe. Światło widzialne, to fale elektromagnetyczne, które może wykrywać oko. Wytwarzane przez lampy wyładowcze i każdą rozżarzoną substancję. Powoduje zmiany chemiczne, np. na błonie fotograficznej, a różne długości fal w paśmie są widziane jako różne barwy. Najbardziej krótkofalowe promieniowanie elektromagnetyczne obserwuje się w promieniowaniu kosmicznym. Trzeba tu zaznaczyć, że podział taki ma charakter umowny, ponadto w przypadku promieniowania rentgenowskiego i promieniowania gamma odpowiadające im długości fal nie są powszechnie jednoznacznie przyjęte. Największe różnice we własnościach fal elektromagnetycznych z różnych zakresów objawiają się przy ich oddziaływaniu z materią. Przy długościach mniejszych od podczerwieni dominują procesy o charakterze wybitnie kwantowym. Obecny stan techniki budowy urządzeń radiowych bardzo wysokich częstości pozwala zarówno rejestrować fale elektromagnetyczne wysyłane przez atomy i cząsteczki, jak wytwarzać fale elektromagnetyczne mogące być w sposób selektywny pochłaniane przez atomy i cząsteczki, co pozwala na badanie wielu interesujących zjawisk kwantowych w zakresie fal radiowych (radiospektroskopia).

Metody pomiaru prędkości światła dzielą się na bezpośrednie i pośrednie.

Już rzymski poeta i filozof Lukrecjusz przekonywał w I wieku p.n.e., że światło biegnie z ogromna prędkością.
Po raz pierwszy prędkość światła próbował zmierzyć włoski fizyk Galileo Galilei, zwany dziś Galileuszem, na początku XVII wieku. Wybrał się mianowicie nocą za miasto ze swym pomocnikiem i dwoma latarniami. Sam stanął z jedną na jednym wzgórzu, zaś jego pomocnik, z drugą latarnią, wspiął się na inne wzgórze. Po zasłonięciu obu latarni Galileusz odsłonił swoją. Na ten sygnał jego pomocnik miał również odsłonić swoją latarnie. Gdyby światło biegło ze skończoną prędkością – rozumował Galileusz – to zanim dobiegłoby od jego latarni do pomocnika, a następnie, po odsłonięciu jego latarni, od jego latarni do niego, musiałby upłynąć pewien okres czasu. Niestety, za każdym razem Galileusz dostrzegał błysk latarni pomocnika równocześnie z odsłonięciem swojej latarni. Stąd wypływa wniosek, że: albo światło biegnie nieskończenie szybko, albo jego prędkość jest skończona, ale tak wielka, ze metoda zastosowana przez Galileusza jest za mało dokładna. Od czasu Galileusza wyznaczanie wartości prędkości światła było podmiotem prac wielu fizyków.

Sprawę rozstrzygnął już w 1676 roku duński astronom Olaf Romer, opierając się na swych obserwacjach zaćmień księżyców Jowisza. Planeta Jowisz, największa planeta Układu Słonecznego, ma 12 księżyców. Cztery największe spośród nich: Io, Europę, Ganimedesa i Callisto odkrył w 1610 roku Galileusz. Obiegają one planetę na płaszczyźnie bardzo bliskiej płaszczyzny Jowisza w jego ruchu dookoła Słońca. Wskutek tego podczas każdego obiegu dookoła planety księżyce wchodzą w cień Jowisza, ulęgając tym samym regularnym zaćmieniom. Romer zauważył, że obserwowane z Ziemi odstępy czasu miedzy dwoma kolejnymi zaćmieniami maleją, gdy Ziemia w swym ruchu po orbicie zbliża się do Jowisza, rosną natomiast, gdy Ziemia się oddala. Zaćmienia możemy uważać za sygnały świetlne wysyłane w różnych odstępach czasu, a więc – jako wskazania swego rodzaju zegara. I oto z Ziemi stwierdzamy, że zegar ten chodzi nie regularnie: śpieszy się, gdy Ziemia się do niego zbliża, opóźnia natomiast, gdy Ziemia się od niego oddala. W sytuacji, gdy Ziemia zbliża się prawie wzdłuż linii prostej łączącej ją z Jowiszem obserwowane z Ziemi przyśpieszenie naszego „zegara” wynosi niespełna 2 sekundy dla Io i prawie 15 sekund dla Callisto. Gdy Ziemia oddala się, tyleż wynoszą opóźnienia naszego zegara. Są to wartości maksymalne, bowiem w sytuacjach pośrednich, gdy Ziemia biegnie ukośnie względem prostej łączącej ją z Jowiszem, różnice są mniejsze. Obserwując nasz zegar w ciągu całego roku zarejestrować można globalne skutki tych efektów. Na podstawie pierwszych wielomiesięcznych obserwacji Romer oszacował w ten sposób sumaryczne opóźnienie na około 22 min. Tyleż powinno wynosić sumaryczne przyspieszenie. Z tego wynika, że: gdyby światło biegło z nieskończenie wielką prędkością, to żadnych opóźnień, ani przyśpieszeń byśmy nie stwierdzili. Skoro, bowiem regularnie wysyłane sygnały docierają do nas raz nieco za późno, raz nieco za wcześnie, wobec tego muszą one stracić nieco czasu, by nas dogonić. Zatem sygnały biegną ze skończoną prędkością. Jakościowo problem został rozstrzygnięty: światło biegnie ze skończona prędkością. Można to obliczyć: Trzeba dokładnie znać ów czas opóźnienia, ( który Romer oszacował na ok. 22 min., czyli 1320 s.) i Średnicę orbity Ziemi w jej ruchu wokół Słońca. Na podstawie współczesnych pomiarów wiemy, że ów czas opóźnienia wynosi ok. 1000 s, a średnia odległość Ziemi od Słońca ok. 150 milionów kilometrów.
Wykorzystując te dane dochodzimy do wniosku, że prędkość światła wynosi:
C= 3.02*108 m/s.

Metoda Romera pomiaru prędkości światła ma swe zalety, ale też i wady. Zaletą jest jej prostota. Do wad należy zaliczyć natomiast żmudną procedurę obserwacji, która wymaga wielkiej systematyczności, oraz konieczność znajomości rozmiarów orbity Ziemi, co wymaga przeprowadzenia odrębnych pomiarów. Nie znając dokładnej średnicy orbity Ziemi możemy na podstawie obserwacji zaćmień księżyców Jowisza dojść jedynie do wniosku, że prędkość światła jest skończona, choć niesłychanie wielka. Po raz pierwszy prędkość światła (w powietrzu) w warunkach całkowicie ziemskich zmierzył w 1849 roku francuski fizyk Armand, H.L. Fizeau, stosując własną i bardzo dowcipną metodę wirującego koła zębatego. Światło ze źródła biegnie ku płytce pół-odbijającej (i jednocześnie pół-przezroczystej), po czym odbija się od płytki (częściowo, bo część światła przechodzi przez płytkę). Płytką częściowo odbijającą, a częściowo przepuszczając jest na przykład szyba okienna.

Po odbiciu się od płytki wiązka biegnie dalej, przechodząc przez obszar, gdzie obracające się koło zębate tworzy swego rodzaju bramę dla światła, otwierającą się i zamykającą na przemian. Jeśli wiązka przejdzie między zębami, pobiegnie dalej ku zwierciadłu. Po odbiciu się od niego zawróci. I teraz, jeśli światło musiało przebyć długą drogę, a jednocześnie koło wystarczająco szybko się obracało, to wracająca wiązka trafi już na bramę zamkniętą. W tej sytuacji obserwator nic nie zobaczy. Ale jeśli wiązka zdąży wrócić, zanim brama się zamknie, to znowu część jej odbije się od płytki, część natomiast przejdzie na wylot, ku obserwatorowi.

Należy, więc odpowiednio ustawić wszystko, po czym zakręcić koło. Z początku, kiedy koło kręci się wolno, wiązka za każdym razem zdąży powrócić do obserwatora. Zwiększając szybkość ruchu obrotowego koła uzyskamy wreszcie, przy dostatecznie wielkiej szybkości obrotów koła, pierwsze zaciemnienie pola widzenia. Oznaczać to będzie, że wiązka już nie zdążyła z powrotem przed zamknięciem bramy. Mierząc odległość między kołem, a zwierciadłem odbijającym (światło przebywa drogę dwa razy większą-tam i z powrotem), oraz liczbę zębów na obwodzie koła, oraz mierząc szybkość ruchu obrotowego koła, możemy wyznaczyć prędkość światła. W układzie Fizeau odległość między kołem zębatym a zwierciadłem zawracającym wynosiła 8 630 m, koło miało na obwodzie 720 zębów (wszystkie zęby miały jednakową szerokość, równą szerokości przerw między nimi). Pierwsze zaciemnienie pola widzenia zaobserwował, gdy koło wykonywało 12,6 obrotu na sekundę. Obliczona z tych danych prędkość światła (w powietrzu) wyniosła:
C=315000 km/s.

W 1862 roku J. Foucault opracował metodę, w której zastosował wirujące zwierciadło, co pozwoliło na zmniejszenie odległości między zwierciadłem płaskim, a kołem do kilku metrów. Odległość ta w metodzie Fizeau wynosiła 8630 m. To udoskonalenie pozwoliło na pomiar prędkości światła nie tylko w powietrzu, ale również w innych ośrodkach materialnych, na przykład przeźroczystych cieczach, jak również i w próżni. Michelson w 1924 roku prędkość światła zmierzył dzięki: L=(35410 +/- 3)m. Wytworzone za pomocą łuku elektrycznego światło biegło pomiędzy dwoma szczytami, Mt. Wilson i Mt. San Antonio w Kalifornii, pokonując odległość 2L. Padając na wirujący układ zwierciadeł, odbijało się od zwierciadła 1, przebywało drogę 2L i po odbiciu od zwierciadła 2, które w tym czasie znalazło się w miejscu zwierciadła 3, docierało do obserwatora. Znając częstotliwość, z jaką wirował układ zwierciadeł oraz drogę L można było z dużą dokładnością wyznaczyć prędkość światła.

Wyniosła ona C= (299796 +/- 0,4) km/s · Najdokładniejszy wynik pomiaru prędkości światła w próżni (C = 2,99792 • 108 m/s) otrzymał w 1956 roku szwedzki fizyk Edge za pomocą urządzenia, zwanego geodymetrem. We współczesnych metodach bezpośredniego pomiaru prędkości światła zachowana jest zasada klasycznej metody Fizeau, lecz światło moduluje się komórką Kerra, a odbiornikiem promieniowania nie jest oko, lecz foto-komórka lub fotopowielacz. Rysunek przedstawia podstawowy schemat układu tego typu. Światło ze źródła I przechodzi przez komórkę Kerra K, a następnie przebiega dość znaczną odległość do zwierciadła S. Odbity sygnał rejestrowany jest przez fotokomórkę Φ, której czułość moduluje się generatorem w czasie zasilającym także komórkę Kerra. Fotoprąd, mierzony przyrządem A, zależy od różnicy faz modulacji światła i modulacji czułości przyrządu. Przy zmianie odległości do zwierciadła S można obserwować maksimum lub minimum fotoprądu w zależności od tego, czy maksimum światła jest zgodne z maksimum lub minimum czułości. Jeśli znana jest częstotliwość modulacji i odległość (do zwierciadła), to można znaleźć prędkość światła. Na odwrót, jeżeli prędkość światła uważa się za znaną, to przyrząd taki stosuje się w geodezji do dokładnego pomiaru odległości. Do pośrednich metod pomiaru prędkości światła zalicza się: pomiar abberacji światła, wyznaczenie wartości stosunku jednostek elektrycznych do magnetycznych, a także wyliczenia prędkości światła na podstawie pomiarów częstotliwości i długości fali. Ostatni sposób jest najdokładniejszy. Polega on na wyznaczeniu rezonansu fal centymetrowych w rezonatorze wnękowym o dokładnie znanych rozmiarach lub na pomiarze długości fali interferometrem mikrofalowym, analogicznym do optycznego interferometru Michelsona.