Конференция по эксперименту Майкельсона-Морли, обсерватория Маунт Вилсон. Выступление Р.Кеннеди. 4 и 5 февраля 1927 г.

Материал из Эфирный ветер

Перейти к: навигация, поиск


[править] Конференция по эксперименту Майкельсона–Морли, состоявшаяся в обсерватории Маунт Вилсон, г. Пасадена, Калифорния, 4 и 5 февраля 1927 г.

[править] IV Доктор Рой Кеннеди, Калифорнийский технологический институт

После публикации проф. Миллером своих выводов, представленных нам вчера, стало необходимым или, по крайней мере, весьма желательным независимое повторение эксперимента. Я собираюсь обсудить выполнение такого эксперимента.

В данном эксперименте оптические пути были сокращены до 4 м, а требуемая чувствительность была получена с помощью приспособления, способного определить очень малые смещения интерференционной картины. Вся оптическая система была заключена в герметичный металлический корпус, заполненный гелием под давлением 1 атм. Вследствие малых размеров аппарат был эффективно изолирован, что исключало циркуляцию и изменение плотности газа в оптических путях. Более того, поскольку величина ~\mu-1 для гелия составляет лишь одну десятую часть величины ~\mu-1 для воздуха при том же давлении, то очевидно, что возмущающие эффекты изменения плотности газа соответствуют таким же эффектам в воздухе лишь при одной десятой атмосферного давления. Фактически было обнаружено, что любое колебание интерференционной картины было незаметным и при достижении температурного равновесия не было постоянного сдвига.

На рис. 12.1[1] приведена схема устройства. Оптические элементы монтируются на квадратной мраморной плите, сторона которой равна 122 см, а толщина — 10,5 см и которая покоится на кольцеобразном поплавке в сосуде с ртутью, имеющем диаметр 77 см. Это просто упрощенная копия исходной установки Майкельсона. Зеркала ~M_1 и ~M_4 находятся в фиксированном положении. Такие регулировки компенсирующей пластины ~С и зеркала ~M_2, которые необходимы после установки кожуха на место, могут выполняться из того места, где находится наблюдатель телескопа. Зеленый свет с длиной волны ~\lambda=5461 выделен системой линз и призм из излучения маленькой ртутной лампы ~S, прикрепленной к плите, и проходит через небольшое отверстие в экране ~Z. Узкие пучки световых лучей тщательно ограничиваются экранами и фокусировкой для предотвращения попадания в глаз рассеянного света, снижающего его чувствительность. Юстировка выполняется таким образом, чтобы формировались широкие дифракционные полосы на поверхности ~M_1 и ~M_2, на которых фокусируется телескоп. Окончательная регулировка выполняется вращением компенсационной пластины ~C с помощью точного дифференциального винта и с помощью размещения небольших грузов по углам плиты. При соответствующих условиях груз в 5 г отклоняет тяжелую плиту достаточно заметно. Регулирующие винты приводятся в действие валиками, проходящими через короткие податливые трубки таким образом, чтобы вращаться свободно, но не пропускать воздух. После предварительной регулировки зеркал кожух осторожно опускается на место, герметично соединяется с плитой, а затем заполняется гелием.

Схема интерферометра приведена на рис. 12.2. Луч практически плоскопараллельного однородного света, плоско поляризованный так, что его электрический вектор лежит в плоскости листа, перемещается вправо и падает на зеркало ~M_3 при угле полной поляризации для данной длины волны. На верхней поверхности луч расщепляется тонкой платиновой пленкой на две части почти равной интенсивности, одна проходит к зеркалу ~M_1, другая — к ~M_2. Оттуда они отражаются обратно к ~M_3, где воссоединяются и попадают в глаз через телескоп, сфокусированный на ~M_1 и ~M_2. Использованием плоскополяризованного света достигаются две цели: первая — полностью исключаются интерферирующие лучи, обозначенные пунктирными линиями, которые образовались бы естественным светом; вторая — восстановленные лучи могут регулироваться для достижения равенства интенсивности изменением относительной отражательной способности ~M_1 и ~M_2.

Поскольку верхний луч должен пройти большее число стекло-воздушных сопряжений, чем нижний, выровнять оба компонента натурального света таким способом невозможно.

Высокая чувствительность необходима в связи с тем, что короткие пути обеспечиваются преимущественно простым устройством поднятия половины поверхности зеркала ~M_2 на небольшую долю длины волны при наличии разделяющей линии между двумя уровнями, возможно более прямой и четкой. Используемое зеркало было выполнено путем покрытия части плоской пластины покровным стеклом микроскопа с острыми кромками и дополнительным утолщением за счет выделения на катоде отложений платины, чем обеспечено на всей пластине полностью отражающее покрытие. Несколько лет назад я натолкнулся на предложение использовать подобное разделенное зеркало в интерферометрии, но не знаю, кому оно принадлежит.

Теория устройства представляет собой следующее. Явление интерференции будет аналогично случаю, как если бы зеркало ~M_2 было замещено своим изображением на ~M_3. При условии эксперимента, в котором пути почти равны, ~M_2 перпендикулярно падающему на него лучу, а отраженные лучи почти параллельны, изображение ~M_2 будет почти параллельно и будет совпадать с поверхностью ~M_1. Элементарная теория показывает, что получающаяся в результате интерференционная картина практически совпадает с ~M_1. Нет необходимости усложнять данную дискуссию разработкой общей теории интерференции для всех наклонов зеркал, необходим лишь один экспериментально доказанный случай почти полного параллелизма.

Пусть рис. 12.3 представляет собой увеличенный размер ~M_1 и изображение ~M_2, нормальное к их плоскости и разделяющей линии в ~M_2, лежит в плоскости ~x=0, и уровни ~M_2 находятся на равных расстояниях на противоположных сторонах параллельной плоскости на расстоянии ~x от ~M_1. Пусть монохроматическая волна, в которой смещение дано как

~\xi=a\cos\omega \left (t+\varepsilon-\frac{x}{c} \right ),

падает на ~M_1 и ~M_2 слева. На поверхности ~M_1 смещение в отраженной волне будет равно

\xi_1=a \cos\omega (t+\varepsilon),

если мы пренебрежем потерями за счет несовершенного отражения. Смещение в плоскости ~M_1 в волне, отраженной от верхней части ~M_2, составит

\xi_2=a\cos\omega \left [ t+\varepsilon - \frac{2(x-\alpha)}{c}\right].

Получающийся в результате квадрат смещения есть

(\xi_1+\xi_2)^2=a^2\left\{\cos\omega(t+\varepsilon)+\cos\omega\left[t+\varepsilon-\frac{2(x-\alpha)}{c}\right]\right\}.

Его можно сократить до выражения

2a^2\left[1+\cos\frac{2\omega}{c}(x-\alpha)\right]\cos^{2}\omega~(t-\delta).

Аналогично, квадрат смещения, получающегося в интерферирующих лучах, определится как

2a^2\left[1+\cos\frac{2\omega}{c}(x+\alpha)\right]\cos^{2}\omega~(t-\delta).

Интенсивность, пропорциональная квадратам амплитуды, может быть представлена в виде

I_1=ka^2\left[1+\cos\frac{2\omega}{c}(x-\alpha)\right]

I_2=ka^2\left[1+\cos\frac{2\omega}{c}(x+\alpha)\right].

Поскольку ~\omega=2\pi\nu, \nu — частота света, то ~\frac{\omega}{c}=\frac{2\pi}{\lambda}. Следовательно,

I_1=ka^2\left[1+\cos\frac{4\pi}{\lambda}(x-\alpha)\right]

I_2=ka^2\left[1+\cos\frac{4\pi}{\lambda}(x+\alpha)\right]

Для значений x=\frac{n\lambda}{4}, где ~n — целое число,

I_1=ka^2(1\pm\cos\frac{4\pi\alpha}{\lambda}),

при знаке «+» для четных величин и «-» для нечетных. То выражение справедливо для ~T_2. Следовательно, для этих условий

~I_1=I_2.

Для наблюдателя поля обзора одинаково интенсивно по обеим сторонам от разделяющей линии, если x=\frac{n\lambda}{4}.

Сейчас нам необходимо определить то наименьшее изменение ~x, которое позволит воспринимать разницу в освещении двух сторон поля. Если ~x дает вариацию ~\delta{x} при сохранении постоянной ~\alpha, разница в интенсивности составит

\delta{I}=\left(\frac{\partial{I}_1}{\partial{x}}-\frac{\partial{I}_2}{\partial{x}} \right) \delta{x}.

Теперь

\frac{\partial{I}_1}{\partial{x}}=\pm\frac{4{\pi}ka^2}{\lambda}\sin\frac{4\pi\alpha}{\lambda}.

Аналогично

\frac{\partial{I}_2}{\partial{x}}=\pm\frac{4{\pi}ka^2}{\lambda}\sin\frac{4\pi\alpha}{\lambda};

Следовательно,

\delta{I}=\pm \left[ \frac{8{\pi}ka^2}{\lambda}\sin\frac{4\pi\alpha}{\lambda} \right] \delta{x},

знак не имеет значения.

Воспринимаемость вариации определяется не только одной ~\delta{I}, но и отношением ~\delta{I} к общей интенсивности ~I_1 или ~I_2. В соответствии с законом Вебера-Фехнера, если ~\delta{I} берется как наименьшая воспринимаемая вариация в интенсивности, последующее соотношение почти постоянно для довольно большого диапазона значений интенсивности. При таком значении ~\delta{I}, \delta{x} становится определяемым изменением в положении М2.

Если вначале освещение однородно, то из приведенных уравнений получим

\frac{\delta{I}}{I}=\frac{8\pi}{\lambda}\delta{x}\frac{\sin\frac{4\pi\alpha}{\lambda}}{1\pm\cos\frac{4\pi\alpha}{\lambda}}

\delta{x}=\frac{\lambda}{8\pi}\frac{\delta{I}}{I}\frac{1\pm\cos\frac{4\pi\alpha}{\lambda}}{\sin\frac{4\pi\alpha}{\lambda}}.

Если теперь ~\delta{I}/I истинно постоянно, то в случае знака «-», соответствующего слабой освещенности поля, получим чувствительность прибора, неопределенно возрастающую с уменьшением ~\alpha. С уменьшением ~\alpha, I уменьшается и вскоре «постоянная» Фехнера быстро уменьшится. Тем не менее, условия освещенности и контрастности аналогичны имеющимся в полутеневом полярископе, и из теории Липпиха ясно, что ~\delta{I}/I равно приблизительно ~8 \cdot 10^{-3}. Отсутствие абсолютной плоскости зеркал и одинаковости интенсивности интерферирующих лучей является дальнейшим ограничивающим фактором. Несложный эксперимент показывает, что ~\alpha не должно быть намного меньше ~0,025\lambda, что и было в конечном итоге использованным значением. Подставляя эти значения в последнее уравнение, получаем

~\delta{x}=5{\cdot}20^{-5}\lambda

в качестве наименьшего определяемого изменения в положении одного из зеркал. Это соответствует изменению оптической длины пути

~\delta{l}=2\delta{x}=10^{-4}\lambda.

Для полной реализации преимуществ устройства потребовались бы более совершенные зеркала и усилители и, следовательно, более нагретый источник света, чем это было бы желательно вблизи чувствительного аппарата, а кроме того, увеличение интервала между наблюдениями, что приведет к большим возможностям проявления любых температурных сдвигов. Во время проведения эксперимента не делалось попыток добиться значения ~\delta{l}, меньшего ~2 \cdot 10^{-3}. Такие вариации определялись без малейшей неуверенности.

На этом аппарате скорость 10 км/с, полученная Миллером, давала бы сдвиг, соответствующий ~8 \cdot 10^{-3}. длины волны зеленого цвета, что в четыре раза больше наименьшего определяемого значения.

Эксперимент проводился в лаборатории Норман Бридж, в помещении с постоянной температурой в различное время дня, но чаще во время, когда выводы Миллера обещают наибольший эффект. Чувствительность глаза исследовалась для каждого испытания помещением или снятием небольшого груза на плиту до и после ее вращения. При отсутствии флуктуаций в поле зрения не было необходимости усреднить результаты считываний. Как было показано, сдвиг, составляющий 1/4 сдвига по Миллеру, был бы замечен. Результат был совершенно определенным. Отсутствовал знак сдвига в зависимости от ориентации.

Поскольку эфирный ветер мог зависеть от высоты, эксперимент был повторен на Маунт Вилсон в здании обсерватории. Здесь эффект также был нулевым.

(Запись, добавленная в апреле 1928 г.: Иллингворт в Калифорнийском технологическом институте продолжил работу с прибором Кеннеди, используя усовершенствованные оптические поверхности и метод усреднения. Он сделал вывод о том, что скорости эфирного ветра, большей 1 км/с, не существует. [2])

[править] Примечания

  1. Ввиду того, что этот и два следующих рисунка в точности повторяют рисунки 12.1, 12.2 и 12.3 из статьи 12, они здесь не приводятся. — В. А.
  2. Physical Review, 20, 692, 1927

Из сборника «Эфирный ветер». Сб. статей/Под ред. — В.А.Ацюковского. — М.: Энергоатомиздат, 1993. — 288 с. — ISBN 5-283-04990-6; М.: Энергоатомиздат, 2011. 419 с. ISBN 978-5-283-03319-8 - Скачать в формате PDF 33,8 Мб.

Эфирный ветер. ПредисловиеДж.К.Максвелл, 1877Дж.К.Максвелл, 1879А.Майкельсон, 1881А.А.Майкельсон, Э.В.Морли, 1887Э.В.Морли и Д.К.Миллер, Лорду Кельвину, 1904Э.В.Морли, Д.К.Миллер, 1905А.Эйнштейн об эфиреА.А.Майкельсон, 1925А.А.Майкельсон, Генри Г.Гель, при участии Ф.Пирсона, 1925Д.К.Миллер, 1925А.К.Тимирязев, 1926Д.К.Миллер, 1926А.К.Тимирязев, 1927Рой Дж. Кеннеди, 1926К. К. Иллингворт, 1927 • Конференция в обсерватории Маунт Вилсон, г. Пасадена, Калифорния, 4 и 5 февраля 1927 г. (Введение 1 2 3 4 5 6 7 8) • Е.Стаэль, 1926А.Пиккар, Е.Стаэль, 1927А.А.Майкельсон, Ф.Г.Пис и Ф.Пирсон, 1929Ф.Г.Пис, 1930 • Д.К.Миллер, 1933 (Часть 1 Часть 2) • Г.Йоос, Д.К.Миллер, 1934Дж.П.Седархольм и др., 1958Дж.П.Седархольм, Ч.Х.Таунс, 1959Ю.М.Галаев, 2011Е.И.Штырков, 2007В.А.Ацюковский. Эфирный ветер: проблема, ошибки, задачиПараметры эфира в околоземном пространстве

Личные инструменты
Пространства имён
Варианты
Действия
Навигация
Сборник «Эфирный ветер»
Инструменты