Işık hızı -Speed of light

Işık hızı

Ortalama olarak, güneş ışığının Güneş'ten Dünya'ya seyahat etmesi yaklaşık 8  dakika 17  saniye sürer .
Kesin değerler
saniyede metre	299 792 458
Yaklaşık değerler (üç anlamlı basamağa kadar)
saatte kilometre	1 080 000 000
saniyede mil	186 000
saatte mil	671 000 000
günlük astronomik birimler	173
parsek /yıl	0.307
Yaklaşık ışık sinyali seyahat süreleri
Mesafe	Zaman
bir ayak	1.0 ns
bir metre	3,3 ns
sabit yörüngeden Dünya'ya	119 ms
dünyanın ekvatorunun uzunluğu	134 ms
Ay'dan Dünya'ya _	1,3 sn
Güneş'ten Dünya'ya (1 AU )	8,3 dk
bir ışık yılı	1.0 yıl
bir parsek	3.26 yıl
Güneş'e en yakın yıldızdan ( 1.3 adet )	4.2 yıl
Dünya'ya en yakın galaksiden	25 000  yıl
Samanyolu boyunca	100 000  yıl
Andromeda Galaksisinden Dünya'ya	2.5 milyon yıl

Özel görelilik
görelilik ilkesi Görecelilik teorisi
Vakıflar Atalet referans çerçevesi Işık hızı Maxwell denklemleri Lorentz dönüşümü
Sonuçlar zaman genişlemesi Uzunluk daralması göreli kütle Kütle-enerji denkliği eşzamanlılığın göreliliği Göreceli Doppler etkisi Thomas presesyonu göreli disk Bell'in uzay gemisi paradoksu Ehrenfest paradoksu
Boş zaman Minkowski uzay-zaman uzay-zaman diyagramı dünya çizgisi ışık konisi
dinamikler Uygun zaman Uygun kütle dört momentum
Tarih öncüler Galile görelilik Galile dönüşümü eter teorileri
İnsanlar Einstein sommerfeld Michelson Morley FitzGerald Herglotz Lorentz poincare Minkowski Fizeau İbrahim Doğmak Planck von Laue Ehrenfest Tolman dirac
Özel göreliliğin alternatif formülasyonları  fizik portalı  Kategori
v t e

Işığın boşluktaki hızı , genellikle c ile gösterilir, fiziğin birçok alanında önemli olan evrensel bir fiziksel sabittir . Işık hızı c tam olarak eşittir299 792 458  metre/saniye (yaklaşık 300 000  km/sn veya 186 000  mi/sn). Özel görelilik kuramına göre c , geleneksel madde veya enerjinin ve dolayısıyla bilgi taşıyan herhangi bir sinyalin uzayda seyahat edebileceği hızın üst sınırıdır .

Görünür ışık da dahil olmak üzere her türlü elektromanyetik radyasyon , ışık hızında hareket eder. Birçok pratik amaç için, ışık ve diğer elektromanyetik dalgalar anında yayılıyormuş gibi görünecektir, ancak uzun mesafeler ve çok hassas ölçümler için sonlu hızlarının gözle görülür etkileri vardır. Dünya'da görüntülenen yıldız ışığı , yıldızları yıllar önce terk ederek , insanların uzaktaki nesneleri görerek evrenin tarihini incelemesine izin verdi. Uzak uzay sondaları ile iletişim kurarken , sinyallerin Dünya'dan uzay aracına gitmesi dakikalar ile saatler arasında sürebilir ve bunun tersi de geçerlidir. Bilgi işlemde , ışık hızı bilgisayarlar arasındaki , bilgisayar belleğine ve bir CPU içindeki nihai minimum iletişim gecikmesini sabitler . Işık hızı, büyük mesafeleri son derece yüksek hassasiyetle ölçmek için uçuş ölçümlerinde kullanılabilir.

Ole Rømer ilk olarak 1676'da Jüpiter'in uydusu Io'nun görünür hareketini inceleyerek ışığın sonlu bir hızda (anlık olmayan) hareket ettiğini gösterdi . Sonraki yüzyıllarda hızının giderek daha doğru ölçümleri geldi. 1865'te yayınlanan bir makalede James Clerk Maxwell , ışığın bir elektromanyetik dalga olduğunu ve bu nedenle c hızında hareket ettiğini öne sürdü . 1905'te Albert Einstein , herhangi bir eylemsiz çerçeveye göre ışık hızının ( c ) sabit olduğunu ve ışık kaynağının hareketinden bağımsız olduğunu öne sürdü. Görelilik teorisini türeterek bu varsayımın sonuçlarını araştırdı ve bunu yaparken c parametresinin ışık ve elektromanyetizma bağlamı dışında bir ilgisi olduğunu gösterdi.

Kütlesiz parçacıklar ve yerçekimi dalgaları gibi alan bozulmaları da boşlukta c hızında hareket eder . Bu tür parçacıklar ve dalgalar , kaynağın hareketinden veya gözlemcinin eylemsiz referans çerçevesinden bağımsız olarak c'de hareket eder . Sıfır olmayan durgun kütleye sahip parçacıklar, c'ye yaklaşmak için hızlandırılabilir , ancak hızlarının ölçüldüğü referans çerçevesine bakılmaksızın asla ona ulaşamazlar. Özel ve genel görelilik teorilerinde , c uzay ve zaman arasında ilişki kurar ve aynı zamanda ünlü kütle-enerji denkliği denklemi E = mc2'de ^de görülür .

Bazı durumlarda nesneler veya dalgalar ışıktan daha hızlı hareket ediyormuş gibi görünebilir (örneğin , dalgaların faz hızları , belirli yüksek hızlı astronomik nesnelerin görünümü ve belirli kuantum etkileri ). Evrenin genişlemesinin, belirli bir sınırın ötesinde ışık hızını aştığı anlaşılmaktadır .

Işığın cam veya hava gibi saydam maddelerden yayılma hızı c'den azdır ; benzer şekilde, tel kablolardaki elektromanyetik dalgaların hızı c'den daha yavaştır . Işığın bir malzemede hareket ettiği c ile v hızı arasındaki orana , malzemenin kırılma indisi n denir ( n = c/v). Örneğin, görünür ışık için, camın kırılma indisi tipik olarak 1.5 civarındadır, yani camdaki ışık,c/1.5≈ 200 000  km/s ( 124 000  mi/s) ; görünür ışık için havanın kırılma indisi yaklaşık 1.0003'tür, bu nedenle ışığın havadaki hızı c'den yaklaşık 90 km/s (56 mi/s) daha yavaştır .

Sayısal değer, gösterim ve birimler

Işığın boşluktaki hızı genellikle "sabit" veya Latince celeritas ("hızlılık, hız" anlamına gelen) için küçük c harfi ile gösterilir. 1856'da Wilhelm Eduard Weber ve Rudolf Kohlrausch , daha sonra boşluktaki ışık hızının √ 2 katına eşit olduğu gösterilen farklı bir sabit için c kullanmıştı . Tarihsel olarak V sembolü, 1865'te James Clerk Maxwell tarafından tanıtılan ışık hızı için alternatif bir sembol olarak kullanıldı . 1894'te Paul Drude , c'yi modern anlamıyla yeniden tanımladı . Einstein , 1905'te özel görelilik üzerine orijinal Almanca makalelerinde V'yi kullandı , ancak 1907'de , o zamana kadar ışık hızının standart sembolü haline gelen c'ye geçti.

Bazen herhangi bir maddesel ortamdaki dalgaların hızı için c , boşluktaki ışığın hızı için de c _{0 kullanılır.} Resmi SI literatüründe onaylanan bu indisli gösterim, ilgili elektromanyetik sabitlerle aynı forma sahiptir: yani, vakum geçirgenliği veya manyetik sabit için μ _{0 , vakum} geçirgenliği veya elektrik sabiti için ε _{0 ve} empedansı için Z ₀ boş alan . Bu makale, yalnızca boşlukta ışığın hızı için c kullanır.

Birim sistemlerinde kullanım

1983'ten beri, c sabiti Uluslararası Birimler Sisteminde (SI) tam olarak tanımlanmıştır. 299 792 458  m/sn ; bu ilişki, metreyi tam olarak ışığın boşlukta 1 ⁄'de kat ettiği mesafe olarak tanımlamak için kullanılır.299 792 458 saniye. c değerininyanı sırasaniyeninkullanılarak, metre için bir standart oluşturulabilir. Boyutsal birfiziksel sabit olarak, c'nin sayısal değerifarklı birim sistemleri için farklıdır. Örneğin,emperyal birimlerdeışığın hızı yaklaşık olarak186 Saniyede 282 mil veya nanosaniyede kabaca 1 fit .

Görelilik gibi c'nin sıklıkla görüldüğü fizik dallarında, doğal ölçü birimleri sistemleri veya c = 1 olan geometrikleştirilmiş birim sistemleri yaygın olarak kullanılır . Bu birimleri kullanarak c açıkça görünmez çünkü 1 ile çarpma veya bölme sonucu etkilemez. Saniyedeki ışık saniyesi birimi, atlanmış olsa bile hala geçerlidir.  

Fizikte temel rol

Işık dalgalarının boşlukta yayılma hızı, hem dalga kaynağının hareketinden hem de gözlemcinin eylemsiz referans çerçevesinden bağımsızdır. Işık hızının bu değişmezliği, Maxwell'in elektromanyetizma teorisi ve ışık saçan eter için kanıt eksikliği tarafından motive edildikten sonra, 1905'te Einstein tarafından varsayıldı ; o zamandan beri birçok deneyle tutarlı bir şekilde doğrulandı. Işığın iki yönlü hızının (örneğin, bir kaynaktan aynaya ve tekrar geri) çerçeveden bağımsız olduğunu yalnızca deneysel olarak doğrulamak mümkündür, çünkü ışığın tek yönlü hızını ölçmek imkansızdır (örneğin, , bir kaynaktan uzak bir dedektöre) kaynaktaki ve dedektördeki saatlerin nasıl senkronize edilmesi gerektiğine dair bir konvansiyon olmadan. Bununla birlikte, saatler için Einstein senkronizasyonunu benimsersek , ışığın tek yönlü hızı, tanım gereği iki yönlü ışık hızına eşit olur. Özel görelilik kuramı , fizik yasalarının tüm eylemsiz referans çerçevelerinde aynı olduğu varsayımıyla c'nin bu değişmezliğinin sonuçlarını araştırır . Bunun bir sonucu, c'nin ışık dahil tüm kütlesiz parçacıkların ve dalgaların boşlukta hareket etmesi gereken hız olmasıdır.

Hızın bir fonksiyonu olarak Lorentz faktörü γ . 1'den başlar ve v c'ye  yaklaştıkça sonsuza yaklaşır  .

Özel göreliliğin pek çok mantık dışı ve deneysel olarak doğrulanmış çıkarımları vardır. Bunlar kütle ve enerji denkliğini ( E = mc ² ) , uzunluk daralmasını (hareket eden nesneler kısalır) ve zaman genişlemesini (hareket eden saatler daha yavaş çalışır) içerir. Uzunlukların kısaldığı ve zamanların genişlediği γ faktörü  Lorentz faktörü olarak bilinir ve γ = (1 − v ² / c ² ) ^−1/2 ile verilir , burada v nesnenin hızıdır. γ'nın 1'den farkı, günlük hızların çoğu gibi c'den  çok daha yavaş hızlar için ihmal edilebilir  - bu durumda özel göreliliğe Galilean göreliliği çok yakındır  - ancak göreli hızlarda artar ve v c'ye yaklaştıkça sonsuza sapar . Örneğin, y  = 2'lik bir zaman genişletme faktörü, ışık hızının %86,6'sı ( v  = 0,866  c ) nispi bir hızda meydana gelir. Benzer şekilde, y = 10'luk bir zaman genişletme faktörü,  ışık hızının %99,5'inde meydana gelir ( v  = 0,995  c ).

Özel göreliliğin sonuçları, uzayı ve zamanı, uzay-zaman olarak bilinen (  c ile uzay ve zamanın birimlerini ilişkilendiren) birleşik bir yapı olarak ele alarak ve fiziksel teorilerin , matematiksel formülasyonu aşağıdakileri içeren Lorentz değişmezliği adı verilen özel bir simetriyi karşılamasını gerektirerek özetlenebilir . parametre  c . Lorentz değişmezliği, kuantum elektrodinamiği , kuantum kromodinamiği , parçacık fiziğinin Standart Modeli ve genel görelilik gibi modern fiziksel teoriler için neredeyse evrensel bir varsayımdır . Bu nedenle, c parametresi  modern fizikte her yerde bulunur ve ışıkla ilgisi olmayan birçok bağlamda ortaya çıkar. Örneğin, genel görelilik,  c'nin aynı zamanda yerçekimi ve yerçekimi dalgalarının hızı olduğunu tahmin eder ve yerçekimi dalgalarının gözlemleri bu tahminle tutarlıdır. Eylemsiz olmayan referans çerçevelerinde (yerçekimsel olarak eğri uzay-zaman veya hızlandırılmış referans çerçeveleri ), ışığın yerel hızı sabittir ve  c'ye eşittir , ancak sonlu uzunluktaki bir  yörünge boyunca ışığın hızı, mesafelerin ve zamanlar tanımlanmıştır.

Genellikle  c gibi temel sabitlerin uzay-zaman boyunca aynı değere sahip olduğu varsayılır, bu da onların konuma bağlı olmadığı ve zamanla değişmediği anlamına gelir. Ancak ışık hızının zaman içinde değişmiş olabileceği çeşitli teorilerde öne sürülmüştür . Bu tür değişiklikler için kesin bir kanıt bulunamadı, ancak bunlar devam eden araştırmaların konusu olmaya devam ediyor.

Ayrıca genellikle ışık hızının izotropik olduğu, yani ölçüldüğü yöne bakılmaksızın aynı değere sahip olduğu varsayılır. Bir manyetik alanda yayan çekirdeklerin oryantasyonunun bir fonksiyonu olarak nükleer enerji seviyelerinden emisyonların gözlemleri (bkz. Hughes-Drever deneyi ) ve dönen optik rezonatörlerin ( bkz . anizotropi .

Hızlarda üst sınır

Özel göreliliğe göre, durgun kütlesi m ve hızı v olan bir cismin enerjisi γmc ² ile verilir , burada γ yukarıda tanımlanan Lorentz faktörüdür. v sıfır olduğunda, γ bire eşittir ve kütle-enerji denkliği için ünlü E = mc ² formülüne yol açar . v c'ye yaklaştıkça  γ faktörü sonsuza yaklaşır ve kütlesi olan bir cismi ışık hızına çıkarmak için sonsuz miktarda enerji gerekir. Işık hızı, pozitif durgun kütleye sahip nesnelerin hızları için üst sınırdır ve tek tek fotonlar ışık hızından daha hızlı hareket edemezler. Bu, göreli enerji ve momentumun birçok testinde deneysel olarak kurulmuştur .

A olayı kırmızı çerçevede B'den önce gelir, yeşil çerçevede B ile eşzamanlıdır ve mavi çerçevede B'yi takip eder.

Daha genel olarak, sinyallerin veya enerjinin c'den daha hızlı hareket etmesi imkansızdır  . Bunun için bir argüman , eşzamanlılığın göreliliği olarak bilinen özel göreliliğin karşı-sezgisel imasından kaynaklanmaktadır . İki A ve B olayı arasındaki uzamsal uzaklık, aralarındaki zaman aralığının  c ile çarpımından daha büyükse, o zaman A'nın B'den önce geldiği, B'nin A'dan önce geldiği ve diğerlerinin eşzamanlı olduğu referans çerçeveleri vardır. Sonuç olarak, eğer bir şey  eylemsiz bir referans çerçevesine göre c'den daha hızlı hareket ediyorsa, başka bir çerçeveye göre zamanda geriye doğru hareket ediyor olacak ve nedensellik ihlal edilecektir. Böyle bir referans çerçevesinde, "neden"den önce bir "sonuç" gözlemlenebilir. Böyle bir nedensellik ihlali hiçbir zaman kaydedilmemiştir ve takyonik antitelefon gibi paradokslara yol açacaktır .

Işıktan daha hızlı gözlemler ve deneyler

Maddenin, enerjinin veya bilgi taşıyan sinyalin c'den daha yüksek hızlarda hareket ediyormuş gibi göründüğü  , ancak böyle olmadığı durumlar vardır. Örneğin, aşağıdaki orta bölümde ışığın yayılmasında tartışıldığı gibi, birçok dalga hızı c'yi aşabilir  . Çoğu camdan geçen X-ışınlarının faz hızı rutin olarak c'yi aşabilir , ancak faz hızı , dalgaların bilgi ilettiği hızı belirlemez.

Bir lazer ışını uzaktaki bir nesne üzerinde hızla süpürülürse, ışık noktası  c'den daha hızlı hareket edebilir, ancak ışığın uzaktaki nesneye c hızıyla ulaşması için gereken süre nedeniyle noktanın ilk hareketi gecikir  . Bununla birlikte, hareket eden yegane fiziksel varlıklar lazer ve  lazerden spotun çeşitli konumlarına c hızında hareket eden yayılan ışığıdır. Benzer şekilde, uzaktaki bir nesneye yansıtılan bir gölge  , zaman gecikmesinden sonra c'den daha hızlı hareket ettirilebilir. Her iki durumda da herhangi bir madde, enerji veya bilgi ışıktan hızlı hareket etmez.

Her ikisinin de hareket ettiği bir referans çerçevesindeki iki nesne arasındaki mesafedeki değişim oranı ( kapama hızları ) c'yi aşan bir değere sahip olabilir  . Ancak bu, tek bir eylemsiz çerçevede ölçüldüğü gibi herhangi bir tek nesnenin hızını temsil etmez.

Bazı kuantum etkileri, EPR paradoksunda olduğu gibi, anında ve dolayısıyla c'den daha hızlı iletiliyor gibi görünmektedir . Bir örnek, birbirine dolanabilen iki parçacığın kuantum durumlarını içerir . Parçacıklardan herhangi biri gözlemlenene kadar, iki kuantum durumunun süperpozisyonunda var olurlar . Parçacıklar ayrılır ve bir parçacığın kuantum durumu gözlemlenirse, diğer parçacığın kuantum durumu anında belirlenir. Ancak, ilk parçacığın gözlemlendiğinde hangi kuantum halini alacağını kontrol etmek imkansızdır, dolayısıyla bu şekilde bilgi iletilemez.

Işık hızından daha yüksek hızların meydana geleceğini tahmin eden bir başka kuantum etkisine Hartman etkisi denir: belirli koşullar altında sanal bir parçacığın bir bariyerden tünel yapması için gereken süre , bariyerin kalınlığından bağımsız olarak sabittir. Bu, sanal bir parçacığın büyük bir boşluktan ışıktan daha hızlı geçmesine neden olabilir. Ancak, bu efekt kullanılarak hiçbir bilgi gönderilemez.

Sözde süperlüminal hareket , radyo galaksilerinin ve kuasarların göreli jetleri gibi bazı astronomik nesnelerde görülür . Bununla birlikte, bu jetler ışık hızını aşan hızlarda hareket etmiyorlar: görünür süperluminal hareket, ışık hızına yakın hareket eden ve Dünya'ya görüş hattına küçük bir açıyla yaklaşan nesnelerin neden olduğu bir projeksiyon etkisidir: çünkü ışık Jet uzaklaştığında yayılan, Dünya'ya ulaşması daha uzun sürdüğünde, iki ardışık gözlem arasındaki süre, ışık ışınlarının yayıldığı anlar arasındaki daha uzun bir süreye karşılık gelir.

Nötrinoların ışıktan daha hızlı hareket ettiğinin gözlemlendiği bir 2011 deneyinin deneysel hatadan kaynaklandığı ortaya çıktı.

Genişleyen evren modellerinde, galaksiler birbirinden ne kadar uzaksa, birbirlerinden o kadar hızlı uzaklaşırlar. Bu gerileme, uzaydaki hareketten değil , uzayın kendisinin genişlemesinden kaynaklanmaktadır. Örneğin, Dünya'dan çok uzaktaki galaksiler, mesafeleriyle orantılı bir hızla Dünya'dan uzaklaşıyor gibi görünmektedir. Hubble küresi adı verilen bir sınırın ötesinde , Dünya'dan uzaklıklarının artış hızı, ışık hızından daha büyük olur.

Işığın yayılması

Klasik fizikte ışık bir tür elektromanyetik dalga olarak tanımlanır . Elektromanyetik alanın klasik davranışı, elektromanyetik dalgaların (ışık gibi) boşlukta yayıldığı c hızının, aksi takdirde sırasıyla elektrik sabiti ε olarak bilinen, vakumun dağıtılmış kapasitansı ve endüktansı ile ilgili olduğunu öngören  Maxwell denklemleri ile tanımlanır. ₀ ve manyetik sabit μ ₀ , denklemle

${\displaystyle c={\frac {1}{\sqrt {\varepsilon _{0}\mu _{0}}}}\ .}$

Modern kuantum fiziğinde elektromanyetik alan, kuantum elektrodinamiği (QED) teorisi ile tanımlanır. Bu teoride ışık, foton adı verilen elektromanyetik alanın temel uyarımları (veya kuantaları) ile tanımlanır . QED'de fotonlar kütlesiz parçacıklardır ve bu nedenle özel göreliliğe göre boşlukta ışık hızında hareket ederler.

Fotonun bir kütleye sahip olduğu QED uzantıları düşünülmüştür. Böyle bir teoride hızı, frekansına bağlı olacaktır ve özel göreliliğin değişmez hızı  c , ışık hızının boşluktaki üst sınırı olacaktır. Fotonun kütlesine katı sınırlar koyan titiz testlerde ışığın hızının frekansla hiçbir değişimi gözlemlenmedi. Elde edilen limit, kullanılan modele bağlıdır: eğer kütleli foton Proca teorisi ile tanımlanırsa , kütlesi için deneysel üst sınır yaklaşık 10 ^-57 gramdır ; foton kütlesi bir Higgs mekanizması tarafından üretilirse , deneysel üst sınır daha az keskindir, m ≤10 ^-14  eV/ c ²   (kabaca 2 × 10 ⁻⁴⁷  g).

Işık hızının frekansına göre değişmesinin bir başka nedeni, önerilen bazı kuantum kütleçekim teorilerinin öngördüğü gibi, özel göreliliğin keyfi olarak küçük ölçeklere uygulanamaması olabilir . 2009'da, gama ışını patlaması GRB 090510'un gözlemi, foton hızının enerjiye bağımlılığına dair hiçbir kanıt bulamadı; bu, Planck ölçeğine yaklaşan enerjiler için bu hızın foton enerjisinden nasıl etkilendiğine dair belirli uzay-zaman niceleme modellerinde sıkı kısıtlamaları destekledi .

bir ortamda

Bir ortamda, ışık genellikle c'ye eşit bir hızda yayılmaz ; ayrıca, farklı ışık dalgası türleri farklı hızlarda yol alacaktır. Düzlem bir dalganın (tüm uzayı yalnızca bir frekansla dolduran bir dalga ) tek tek tepe ve çukurlarının yayılma hızına faz hızı  v _p denir . Sınırlı bir alana sahip (bir ışık darbesi) fiziksel bir sinyal farklı bir hızda hareket eder. Darbenin genel zarfı v _g grup hızında  hareket eder ve en erken kısmı v _f ön hızında hareket eder .  

Mavi nokta, dalgaların hızında, faz hızında hareket eder; yeşil nokta zarfın hızıyla, grup hızıyla hareket eder; ve kırmızı nokta, nabzın en önde gelen kısmı olan ön hızın hızıyla hareket eder.

Faz hızı, bir ışık dalgasının bir malzemeden veya bir malzemeden diğerine nasıl geçtiğini belirlemede önemlidir. Genellikle bir kırılma indisi ile temsil edilir . Bir malzemenin kırılma indisi, c'nin malzemedeki v _p faz hızına  oranı olarak tanımlanır : daha büyük kırılma endeksleri daha düşük hızları gösterir. Bir malzemenin kırılma indisi ışığın frekansına, yoğunluğuna, polarizasyonuna veya yayılma yönüne bağlı olabilir; birçok durumda, yine de, malzemeye bağlı bir sabit olarak ele alınabilir. Havanın kırılma indisi yaklaşık 1.0003'tür. Su , cam ve elmas gibi daha yoğun ortamlar, görünür ışık için sırasıyla yaklaşık 1,3, 1,5 ve 2,4'lük kırılma indekslerine sahiptir. Mutlak sıfıra yakın Bose-Einstein yoğuşmaları gibi egzotik malzemelerde ışığın efektif hızı saniyede sadece birkaç metre olabilir. Ancak bu , maddesel maddelerde c'den daha yavaş olan tüm hızlarda olduğu gibi, atomlar arasındaki absorpsiyon ve yeniden ışıma gecikmesini temsil eder . Işığın maddedeki "yavaşlamasının" uç bir örneği olarak, iki bağımsız fizikçi ekibi, ışığı rubidyum elementinin Bose-Einstein yoğunlaşmasından geçirerek ışığı "tamamen durma noktasına" getirmeyi iddia etti . Bununla birlikte, bu deneylerde ışığın "durdurulmasına" ilişkin popüler açıklama, yalnızca ışığın atomların uyarılmış durumlarında depolanmasına ve daha sonra ikinci bir lazer darbesi tarafından uyarıldığı gibi keyfi olarak daha sonraki bir zamanda yeniden yayılmasına atıfta bulunur. "Durduğu" süre boyunca, hafif olmayı bırakmıştı. Bu tür bir davranış, genellikle ışık hızını "yavaşlatan" tüm şeffaf ortamlar için mikroskobik olarak doğrudur.

Saydam malzemelerde kırılma indisi genellikle 1'den büyüktür, yani faz hızı c'den küçüktür .  Diğer malzemelerde, bazı frekanslar için kırılma indisinin 1'den küçük olması mümkündür ; bazı egzotik malzemelerde kırılma indisinin negatif olması bile mümkündür. Nedenselliğin ihlal edilmemesi gerekliliği, herhangi bir malzemenin dielektrik sabitinin , sırasıyla kırılma indisine ve zayıflama katsayısına karşılık gelen gerçek ve sanal kısımlarının Kramers-Kronig bağıntıları ile bağlantılı olduğu anlamına gelir . Pratik anlamda bu, kırılma indisi 1'den küçük bir malzemede dalganın hızlı bir şekilde emileceği anlamına gelir.

Farklı grup ve faz hızlarına sahip bir darbe (bu, darbenin tüm frekansları için faz hızı aynı değilse oluşur) zamanla yayılır, bu süreç dispersiyon olarak bilinir . Bazı materyaller, ışık dalgaları için son derece düşük (hatta sıfır) bir grup hızına sahiptir, bu fenomene yavaş ışık denir . Bunun tersi, c'yi aşan grup hızları , teorik olarak 1993'te önerilmiş ve 2000'de deneysel olarak elde edilmiştir. Darbelerin zamanda anında veya geriye doğru hareket etmesiyle, grup hızının sonsuz veya negatif olması bile mümkün olmalıdır.

Ancak bu seçeneklerin hiçbiri bilginin c'den daha hızlı iletilmesine izin vermez . Bir ışık darbesiyle, darbenin ilk bölümünün hızından (ön hızdan) daha hızlı bilgi iletmek mümkün değildir. Bunun (belirli varsayımlar altında) her zaman c'ye eşit olduğu gösterilebilir .

Bir parçacığın bir ortamda ışığın o ortamdaki faz hızından daha hızlı hareket etmesi mümkündür (ancak yine de c 'den daha yavaştır ). Yüklü bir parçacık bunu bir dielektrik malzemede yaptığında, Cherenkov radyasyonu olarak bilinen bir şok dalgasının elektromanyetik eşdeğeri yayılır.

Sonluluğun pratik etkileri

Işık hızı iletişimle ilgilidir : tek yönlü ve gidiş-dönüş gecikme süresi sıfırdan büyüktür. Bu, küçükten astronomik ölçeklere kadar geçerlidir. Öte yandan, bazı teknikler, örneğin mesafe ölçümlerinde, ışığın sonlu hızına bağlıdır.

Küçük ölçekler

Süper bilgisayarlarda , ışık hızı, işlemciler arasında ne kadar hızlı veri gönderilebileceğine bir sınır getirir . Bir işlemci 1 gigahertz'de çalışıyorsa , bir sinyal tek bir saat döngüsünde yalnızca maksimum yaklaşık 30 santimetre (1 ft) yol alabilir - pratikte, baskılı devre kartının kendisinin bir kırılma indisine sahip olması ve yavaşlaması nedeniyle bu mesafe daha da kısadır. sinyaller. Bu nedenle işlemciler, iletişim gecikmelerini en aza indirmek için bellek yongalarının yanı sıra birbirine yakın yerleştirilmelidir . Saat frekansları artmaya devam ederse, ışık hızı nihayetinde tek çiplerin iç tasarımı için sınırlayıcı bir faktör haline gelecektir .  

Dünya üzerinde büyük mesafeler

Dünyanın ekvator çevresinin yaklaşık olduğu göz önüne alındığında40 075  km ve bu c yaklaşık300.000  km/sn , bir bilgi parçasının dünyanın yarısını yüzey boyunca kat etmesi için teorik olarak en kısa süre yaklaşık 67 milisaniyedir. Işık optik fiberde ( şeffaf bir malzeme ) hareket ederken, gerçek geçiş süresi daha uzundur, çünkü kısmen ışığın hızı, kırılma indisine n bağlı olarak optik fiberde yaklaşık %35 daha yavaştır . Ayrıca, küresel iletişimde düz çizgiler nadirdir ve sinyaller elektronik anahtarlardan veya sinyal rejeneratörlerinden geçtiğinde seyahat süresi artar.

Bu mesafe çoğu uygulama için büyük ölçüde alakasız olsa da, yüksek frekanslı ticaret gibi alanlarda gecikme önemli hale gelir ; burada tüccarlar, işlemlerini diğer tüccarlardan bir saniyenin çok daha ilerisinde borsalara sunarak küçük avantajlar elde etmeye çalışırlar. Örneğin, tüccarlar, havada ışık hızına yakın bir hızda hareket eden radyo dalgalarının nispeten daha yavaş fiber optik sinyallere göre avantajı nedeniyle ticaret merkezleri arasında mikrodalga iletişimine geçiyorlar.

Uzay uçuşu ve astronomi

Bir ışık demeti, Dünya ve Ay arasında, aralarında hareket etmek için bir ışık darbesi aldığı süre içinde seyahat ederken tasvir edilmiştir: ortalama yörünge (yüzeyden yüzeye) mesafelerinde 1.255 saniye. Dünya-Ay sisteminin göreli boyutları ve ayrımı, ölçekli olarak gösterilmiştir.

Benzer şekilde, Dünya ile uzay aracı arasındaki iletişim anlık değildir. Kaynaktan alıcıya kısa bir gecikme var ve bu, mesafeler arttıkça daha belirgin hale geliyor. Bu gecikme, Ay'ın yörüngesindeki ilk mürettebatlı uzay aracı olduğunda, yer kontrolü ile Apollo 8 arasındaki iletişim için önemliydi : her soru için yer kontrol istasyonu, cevabın gelmesi için en az üç saniye beklemek zorundaydı. Dünya ve Mars arasındaki iletişim gecikmesi , iki gezegenin göreceli konumlarına bağlı olarak beş ila yirmi dakika arasında değişebilir. Bunun bir sonucu olarak, eğer Mars yüzeyindeki bir robot bir problemle karşılaşırsa, insan kontrolörleri 5-20 dakika sonraya kadar bunun farkında olmayacaktır . Daha sonra komutların Dünya'dan Mars'a seyahat etmesi 5-20 dakika daha alacaktı .

Uzak astronomik kaynaklardan ışık ve diğer sinyalleri almak çok daha uzun sürer. Örneğin, 13 milyar (13 × 10⁹ ) Hubble Ultra Derin Alan görüntülerinde görüntülenen uzak galaksilerden ışığın Dünya'ya seyahat etmesi için yıllar. Bugün çekilen bu fotoğraflar, galaksilerin 13 milyar yıl önce, evrenin bir milyar yaşından küçük olduğu zamanlarda ortaya çıktıklarını gösteriyor. Sonlu ışık hızı nedeniyle daha uzaktaki nesnelerin daha genç görünmesi gerçeği, gökbilimcilerin, galaksilerin ve evrenin kendisinin evrimini çıkarmasına izin verir.

Astronomik mesafeler , özellikle popüler bilim yayınları ve medyasında bazen ışık yılı olarak ifade edilir. Işık yılı, ışığın bir Jülyen yılında yaklaşık 9461 milyar kilometre, 5879 milyar mil veya 0.3066 parsek içinde kat ettiği mesafedir . Yuvarlak rakamlarla, bir ışık yılı yaklaşık 10 trilyon kilometre veya yaklaşık 6 trilyon mildir. Güneş'ten sonra Dünya'ya en yakın yıldız olan Proxima Centauri , yaklaşık 4,2 ışıkyılı uzaklıktadır.

Mesafe ölçümü

Radar sistemleri, hedefe olan mesafeyi, hedef tarafından yansıtıldıktan sonra bir radyo dalgası darbesinin radar antenine dönmesi için geçen süre ile ölçer: hedefe olan mesafe, gidiş-dönüş geçiş süresinin yarısı ile ışık hızının çarpımıdır. . Bir Küresel Konumlandırma Sistemi (GPS) alıcısı, her bir uydudan bir radyo sinyalinin ne kadar sürede ulaştığına bağlı olarak GPS uydularına olan mesafesini ölçer ve bu mesafelerden alıcının konumunu hesaplar. Çünkü ışık etrafta dolaşıyor300.000  kilometre ( _186 000  mi ) bir saniyede, bir saniyenin küçük kesirlerinin bu ölçümleri çok hassas olmalıdır. Ay Lazer Mesafe Deneyi , radar astronomisi ve Derin Uzay Ağı , gidiş-dönüş geçiş sürelerini ölçerek sırasıyla Ay'a, gezegenlere ve uzay aracına olan mesafeleri belirler.

Ölçüm

c değerini belirlemenin farklı yolları vardır . Bir yol, çeşitli astronomik ve Dünya tabanlı kurulumlarda yapılabilen, ışık dalgalarının yayıldığı gerçek hızı ölçmektir. Bununla birlikte, örneğin, ε ₀ ve μ ₀ elektromanyetik sabitlerinin değerlerini belirleyerek ve bunların c ile ilişkilerini kullanarak, göründüğü diğer fiziksel yasalardan c'yi belirlemek de mümkündür . Tarihsel olarak, en doğru sonuçlar, çarpımları c'ye eşit olan bir ışık huzmesinin frekansı ve dalga boyunun ayrı ayrı belirlenmesiyle elde edilmiştir . Bu, aşağıdaki "İnterferometri" bölümünde daha ayrıntılı olarak açıklanmaktadır .

1983'te metre, " 1 ⁄'lik bir zaman aralığında ışığın boşlukta kat ettiği yolun uzunluğu olarak tanımlandı.299 792 458 saniye", ışık hızının değerini sabitleyerek299 792 458  m/s , aşağıda açıklandığı gibi tanım gereği . Sonuç olarak, ışık hızının doğru ölçümleri, doğru bir c değeri yerine, metrenin doğru bir şekilde gerçekleştirilmesini sağlar .

astronomik ölçümler

Jüpiter tarafından Io tutulması kullanılarak ışık hızının ölçülmesi

Dış uzay , büyük ölçeği ve neredeyse mükemmel vakumu nedeniyle ışığın hızını ölçmek için uygun bir ayardır . Tipik olarak, ışığın Güneş Sistemi'nde Dünya'nın yörüngesinin yarıçapı gibi bazı referans mesafelerini kat etmesi için gereken süre ölçülür. Tarihsel olarak, bu tür ölçümler, Dünya tabanlı birimlerde referans mesafesinin uzunluğunun ne kadar doğru bilindiğiyle karşılaştırıldığında oldukça doğru bir şekilde yapılabilir.

Ole Christensen Rømer , 1676 yılında ışık hızının ilk nicel tahminini yapmak için astronomik bir ölçüm kullandı . Dünya'dan ölçüldüğünde, uzak bir gezegenin yörüngesindeki ayların periyotları, Dünya gezegene yaklaşırken Dünya'ya yaklaştığından daha kısadır. ondan uzaklaşıyor. Işığın gezegenden (veya uydusundan) Dünya'ya kat ettiği mesafe, Dünya yörüngesinde gezegenine en yakın noktadayken, Dünya yörüngesindeki en uzak noktadayken olduğundan daha kısadır, mesafe farkı Dünya'nın Güneş etrafındaki yörüngesinin çapıdır . Ayın yörünge periyodunda gözlemlenen değişim, ışığın daha kısa veya daha uzun mesafeyi kat etmesi için geçen süredeki farktan kaynaklanır. Rømer, Jüpiter'in en içteki ayı Io için bu etkiyi gözlemledi ve ışığın Dünya'nın yörüngesinin çapını geçmesinin 22 dakika sürdüğü sonucuna vardı.

Işığın sapması: Uzak bir kaynaktan gelen ışık, sonlu ışık hızı nedeniyle hareketli bir teleskop için farklı bir konumdan geliyormuş gibi görünür.

Diğer bir yöntem ise 18. yüzyılda James Bradley tarafından keşfedilen ve açıklanan ışık sapmalarını kullanmaktır. Bu etki, uzak bir kaynaktan (bir yıldız gibi) gelen ışığın hızının ve gözlemcisinin hızının vektör eklenmesinden kaynaklanır (sağdaki şemaya bakın). Böylece hareket eden bir gözlemci ışığın biraz farklı bir yönden geldiğini görür ve sonuç olarak kaynağı orijinal konumundan kaymış bir konumda görür. Dünya Güneş'in yörüngesinde dolanırken Dünya'nın hızının yönü sürekli değiştiğinden, bu etki yıldızların görünen konumlarının hareket etmesine neden olur. Yıldızların konumlarındaki açısal farklılıktan (maksimum 20.5 yay saniyesi ) ışık hızını, Dünya'nın Güneş etrafındaki hızı cinsinden ifade etmek mümkündür; bu hız, bilinen bir yıl uzunluğuyla seyahat etmek için gereken zamana dönüştürülebilir. Güneş'ten Dünya'ya. 1729'da Bradley, bu yöntemi kullanarak ışığın seyahat ettiğini elde etti.10 Yörüngesinde Dünya'dan 210 kat daha hızlı (modern rakam10 066 kat daha hızlı) ya da eşdeğer olarak, Güneş'ten Dünya'ya seyahat etmenin 8 dakika 12 saniye süreceğini.

Astronomik birimi

Bir astronomik birim (AU), yaklaşık olarak Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafedir. 2012 yılında tam olarak yeniden tanımlandı.149 597 870 700  m . Daha önce AU, Uluslararası Birimler Sistemine değil, Güneş'in klasik mekanik çerçevesinde uyguladığı yerçekimi kuvvetine dayanıyordu . Mevcut tanım, ölçümle belirlenen astronomik birimin önceki tanımı için önerilen metre cinsinden değeri kullanır. Bu yeniden tanımlama, metreninkine benzer ve aynı şekilde ışık hızını astronomik birimler/saniye cinsinden kesin bir değere sabitleme etkisine sahiptir (ışık hızının metre/saniye olarak tam hızı aracılığıyla).

Daha önce, astronomik birim başına saniye olarak ifade edilen c'nin tersi,  radyo sinyallerinin Güneş Sistemi'ndeki farklı uzay araçlarına ulaşma süresi ile Güneş'in ve çeşitli gezegenlerin yerçekimi etkilerinden hesaplanan konumları karşılaştırılarak ölçülüyordu. Bu tür birçok ölçümü birleştirerek, birim mesafe başına ışık süresi için en uygun değer elde edilebilir. Örneğin, 2009 yılında Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından onaylanan en iyi tahmin şuydu:

birim mesafe için ışık süresi: t _au  = 499.004 783 836 (10) sn

c  = 0.002 003 988 804 10 (4) AU/sn  = 173.144 632 674 (3) AU/gün.

Bu ölçümlerdeki nispi belirsizlik, milyarda 0.02 parçadır (2 × 10 ⁻¹¹ ), interferometri ile Dünya bazlı uzunluk ölçümlerindeki belirsizliğe eşdeğerdir. Metre, ışığın belirli bir zaman aralığında kat ettiği uzunluk olarak tanımlandığından, ışık süresinin astronomik birimin önceki tanımına göre ölçülmesi, aynı zamanda bir AU'nun (eski tanım) uzunluğunun ölçülmesi olarak da yorumlanabilir. metre.

Uçuş zamanı teknikleri

Uçuş ölçümlerinin son ve en doğru zamanlarından biri olan Michelson, Pease ve Pearson'ın 1930–35 deneyi, dönen bir ayna ve ışık huzmesinin 10 kez geçtiği 1,6 km uzunluğunda bir vakum odası kullandı. ±11 km/s hassasiyete ulaştı.

Fizeau aparatının şeması

Işığın hızını ölçmenin bir yöntemi, ışığın bilinen bir uzaklıktan ve geriye doğru bir aynaya gitmesi için gereken süreyi ölçmektir. Bu, Hippolyte Fizeau ve Léon Foucault tarafından François Arago'nun bir önerisine dayalı olarak geliştirilen Fizeau-Foucault aygıtının arkasındaki çalışma prensibidir .

Fizeau tarafından kullanıldığı şekliyle kurulum, 8 kilometre (5 mil) uzaklıktaki bir aynaya yönlendirilen bir ışık huzmesinden oluşur. Kaynaktan aynaya giderken, ışın dönen bir dişli çarktan geçer. Belirli bir dönüş hızında, kiriş çıkışta bir boşluktan ve dönüşte diğerinden geçer, ancak biraz daha yüksek veya daha düşük hızlarda kiriş bir dişe çarpar ve tekerlekten geçmez. Çark ile ayna arasındaki mesafe, çarktaki diş sayısı ve dönme hızı bilinerek ışığın hızı hesaplanabilir.

Foucault'nun yöntemi, dişli çarkı dönen bir ayna ile değiştirir. Işık uzaktaki aynaya gidip geri giderken ayna dönmeye devam ettiğinden, ışık döner aynadan çıkarken geri dönerken olduğundan farklı bir açıyla yansır. Bu açı farkından, bilinen dönme hızı ve uzak aynaya olan mesafe, ışık hızı hesaplanabilir.

Günümüzde, bir nanosaniyeden daha az zaman çözünürlüğüne sahip osiloskoplar kullanılarak , ışığın hızı, bir lazerden veya bir aynadan yansıyan bir LED'den gelen bir ışık darbesinin gecikmesinin zamanlanmasıyla doğrudan ölçülebilir. Bu yöntem diğer modern tekniklerden daha az kesindir (%1'lik hatalarla), ancak bazen üniversite fizik derslerinde laboratuvar deneyi olarak kullanılır.

elektromanyetik sabitler

Elektromanyetik dalgaların yayılımının bir ölçümüne doğrudan bağlı olmayan bir c türetme seçeneği, c ile vakum geçirgenliği ε ₀ ve vakum geçirgenliği μ ₀ arasındaki ilişkiyi Maxwell'in teorisi ile kurmaktır: c ²  = 1/( ε ₀ μ ₀ ). Vakum geçirgenliği, bir kapasitörün kapasitansı ve boyutları ölçülerek belirlenebilirken , vakum geçirgenliğinin değeri tarihsel olarak tam olarak sabitlenmiştir.4π × 10 ⁻⁷  H⋅m ^-1 amperin tanımı yoluyla . Rosa ve Dorsey , 1907'de bu yöntemi kullanarak299 710 ± 22 km/s . Yöntemleri, standart bir elektrik direnci birimine, "uluslararası ohm "a sahip olmalarına bağlıydı ve bu nedenle doğruluğu, bu standardın nasıl tanımlandığıyla sınırlıydı.

boşluk rezonansı

Bir boşlukta elektromanyetik duran dalgalar

Işığın hızını ölçmenin bir başka yolu, vakumda bir elektromanyetik dalganın f frekansını ve dalga boyunu λ bağımsız olarak ölçmektir. c'nin değeri daha sonra c  =  fλ bağıntısı kullanılarak bulunabilir . Bir seçenek, bir boşluk rezonatörünün rezonans frekansını ölçmektir . Rezonans boşluğunun boyutları da biliniyorsa, bunlar dalganın dalga boyunu belirlemek için kullanılabilir. 1946'da Louis Essen ve AC Gordon-Smith , kesin olarak bilinen boyutlarda bir mikrodalga boşluğunun çeşitli normal mikrodalga modları için frekansı belirledi. Boyutlar, interferometri ile kalibre edilmiş göstergeler kullanılarak yaklaşık ±0,8 μm'lik bir doğrulukla oluşturulmuştur. Modların dalga boyu, boşluğun geometrisinden ve elektromanyetik teoriden bilindiği için , ilgili frekansların bilgisi, ışık hızının hesaplanmasını mümkün kıldı.

Essen-Gordon-Smith sonucu,299 792 ± 9 km/s , optik tekniklerle bulunanlardan önemli ölçüde daha kesindi. 1950 yılına gelindiğinde, Essen tarafından tekrarlanan ölçümler,299 792 .5 ± 3.0 km/s .

Mikrodalga fırın ve marshmallow veya margarin gibi yiyecekler kullanarak bu tekniğin ev tipi bir gösterimi mümkündür : döner tabla, yiyeceklerin hareket etmemesi için çıkarılırsa, antinodlarda (dalga genliğinin olduğu noktalar) en hızlı şekilde pişecektir. en büyüğü), erimeye başlayacağı yer. Bu tür iki nokta arasındaki mesafe, mikrodalgaların dalga boyunun yarısı kadardır; bu mesafeyi ölçerek ve dalga boyunu mikrodalga frekansıyla çarparak (genellikle fırının arkasında gösterilir, tipik olarak 2450 MHz), c değeri "genellikle %5'ten daha az hatayla" hesaplanabilir.

interferometri

Bir interferometrik uzunluk tayini. Sol: yapıcı girişim ; Sağ: yıkıcı girişim .

İnterferometri , ışığın hızını belirlemek için elektromanyetik radyasyonun dalga boyunu bulmak için başka bir yöntemdir. Bilinen bir frekansa ( f ) sahip tutarlı bir ışık demeti (örneğin bir lazerden ), iki yolu takip etmek için bölünür ve sonra yeniden birleştirilir. Girişim desenini gözlemlerken yol uzunluğunu ayarlayarak ve yol uzunluğundaki değişikliği dikkatlice ölçerek ışığın dalga boyu ( λ ) belirlenebilir. Işığın hızı daha sonra  c  =  λf denklemi kullanılarak hesaplanır .

Lazer teknolojisinin ortaya çıkmasından önce, ışık hızının interferometrik ölçümleri için uyumlu radyo kaynakları kullanılıyordu. Bununla birlikte, dalga boyunun interferometrik tayini, dalga boyu ile daha az hassas hale gelir ve bu nedenle deneyler, radyo dalgalarının uzun dalga boyu (~4 mm (0,16 inç)) ile kesinlik açısından sınırlandırılmıştır. Daha kısa dalga boyuna sahip ışık kullanılarak hassasiyet artırılabilir, ancak daha sonra ışığın frekansını doğrudan ölçmek zorlaşır. Bu sorunu aşmanın bir yolu, frekansı kesin olarak ölçülebilen düşük frekanslı bir sinyalle başlamak ve bu sinyalden, frekansı daha sonra orijinal sinyale bağlanabilen daha yüksek frekanslı sinyalleri aşamalı olarak sentezlemektir. Bir lazer daha sonra frekansa kilitlenebilir ve dalga boyu interferometri kullanılarak belirlenebilir. Bu teknik, Ulusal Standartlar Bürosu'ndaki (daha sonra Ulusal Standartlar ve Teknoloji Enstitüsü oldu ) bir gruba bağlıydı. 1972'de, ışığın hızının kesirli belirsizliği ile vakumdaki hızını ölçmek için kullandılar .3.5 × 10 ⁻⁹ .

Tarih

Erken modern döneme kadar ışığın bir anda mı yoksa çok yüksek bir sonlu hızla mı hareket ettiği bilinmiyordu. Bu konunun ilk kayıtlı incelemesi antik Yunanistan'da yapıldı . Eski Yunanlılar, Arap bilim adamları ve klasik Avrupalı ​​bilim adamları, Rømer ışık hızının ilk hesaplamasını yapana kadar bunu uzun süre tartıştılar. Einstein'ın Özel Görelilik Teorisi, kişinin referans çerçevesine bakılmaksızın ışık hızının sabit olduğu sonucuna vardı. O zamandan beri, bilim adamları giderek daha doğru ölçümler sağladılar.

Erken tarih

Empedokles (c. 490-430 BCE) bir ışık teorisi öneren ilk kişiydi ve ışığın sonlu bir hızı olduğunu iddia etti. Işığın hareket halindeki bir şey olduğunu ve bu nedenle seyahat etmenin biraz zaman alması gerektiğini savundu. Aristoteles , aksine, "ışık bir şeyin varlığından kaynaklanmaktadır, ancak bu bir hareket değildir" diye savundu. Öklid ve Ptolemy , Empedokles'in ışığın gözden yayıldığı ve böylece görmeyi sağladığı emisyon görme teorisini geliştirdi. Bu teoriye dayanarak, İskenderiyeli Heron, ışık hızının sonsuz olması gerektiğini, çünkü yıldızlar gibi uzak nesnelerin gözleri açar açmaz ortaya çıktığını savundu. İlk İslam filozofları , başlangıçta , ışığın seyahat hızının olmadığı Aristotelesçi görüşle aynı fikirdeydiler . 1021'de Alhazen (İbn al-Haytham) , ışığın bir nesneden göze hareket ettiği, şimdi kabul edilen intromisyon teorisi lehine emisyon görme teorisini reddeden bir dizi argüman sunduğu Optik Kitabı'nı yayınladı. Bu, Alhazen'i ışığın sonlu bir hıza sahip olması gerektiğini ve ışığın hızının değişken olduğunu, daha yoğun cisimlerde azaldığını önermeye yöneltti. Işığın, duyulardan gizlenmiş olsa bile, yayılması zaman gerektiren tözsel bir madde olduğunu savundu. Yine 11. yüzyılda Ebû Reyhân el-Bîrûnî , ışığın sonlu bir hızı olduğunu kabul etmiş ve ışık hızının ses hızından çok daha hızlı olduğunu gözlemlemiştir.

13. yüzyılda Roger Bacon , Alhazen ve Aristoteles'in yazılarıyla desteklenen felsefi argümanları kullanarak, ışığın havadaki hızının sonsuz olmadığını savundu. 1270'lerde Witelo, ışığın boşlukta sonsuz hızda seyahat etme, ancak daha yoğun cisimlerde yavaşlama olasılığını düşündü.

17. yüzyılın başlarında Johannes Kepler , ışığın hızının sonsuz olduğuna inanıyordu, çünkü boşluk ona hiçbir engel teşkil etmiyordu. René Descartes , ışığın hızı sonlu olsaydı, Ay tutulması sırasında Güneş, Dünya ve Ay'ın gözle görülür şekilde hizadan çıkacağını savundu . ( Işığın sapması hesaba katıldığında bu argüman başarısız olsa da , sonraki yüzyıla kadar fark edilmedi.) Böyle bir yanlış hizalama gözlemlenmediğinden, Descartes ışık hızının sonsuz olduğu sonucuna vardı. Descartes, ışık hızının sınırlı olduğu tespit edilirse, tüm felsefe sisteminin yıkılabileceğini düşündü. Buna rağmen, Descartes, Snell yasasını türetirken , ışıkla ilişkili bir tür hareketin daha yoğun ortamlarda daha hızlı olduğunu varsaydı. Pierre de Fermat , karşıt varsayımı kullanarak Snell yasasını türetmişti, ortam ne kadar yoğunsa ışık o kadar yavaş hareket ederdi. Fermat ayrıca sonlu bir ışık hızını desteklediğini savundu.

İlk ölçüm denemeleri

1629'da Isaac Beeckman , bir kişinin yaklaşık 1,6 km uzaklıktaki bir aynadan yansıyan bir topun parlamasını gözlemlediği bir deney önerdi. 1638'de Galileo Galilei , bir fenerin ortaya çıkması ile biraz uzaktaki algılanması arasındaki gecikmeyi gözlemleyerek ışığın hızını ölçmek için, birkaç yıl önce gerçekleştirmiş olduğu açık bir iddiayla bir deney önerdi. Işık yolculuğunun anlık olup olmadığını ayırt edemedi, ancak değilse bile olağanüstü hızlı olması gerektiği sonucuna vardı. 1667'de, Floransa'daki Accademia del Cimento , Galileo'nun deneyini, fenerler arasında yaklaşık bir mil ayrılmış olarak gerçekleştirdiğini, ancak herhangi bir gecikme gözlemlenmediğini bildirdi. Bu deneydeki gerçek gecikme yaklaşık 11 mikrosaniye olurdu .

Rømer'in Io'nun Dünya'dan örtülmesiyle ilgili gözlemleri

Işık hızının ilk nicel tahmini 1676'da Ole Rømer tarafından yapıldı. Jüpiter'in en içteki ayı Io'nun periyotlarının , Dünya Jüpiter'e yaklaşırken ondan uzaklaşırken olduğundan daha kısa göründüğü gözleminden, ışığın sonlu bir hızda hareket ettiği sonucuna vardı ve ışığın çapını 22 dakika geçmesi gerektiğini tahmin etti. Dünya'nın yörüngesi. Christiaan Huygens , ışık hızının bir tahminini elde etmek için bu tahmini Dünya'nın yörüngesinin çapı için bir tahminle birleştirdi.Gerçek değerden %27 daha düşük olan 220 000  km/s .

Isaac Newton , 1704 tarihli Opticks adlı kitabında, Rømer'in sonlu ışık hızı hesaplamalarını bildirdi ve ışığın Güneş'ten Dünya'ya seyahat etmesi için geçen süre için "yedi veya sekiz dakika" değerini verdi (modern değer 8 dakika 19'dur). saniye). Newton, Rømer'in tutulma gölgelerinin renkli olup olmadığını sorguladı; olmadıklarını duyunca, farklı renklerin aynı hızda seyahat ettiği sonucuna vardı. 1729'da James Bradley yıldız sapmalarını keşfetti . Bu etkiden, ışığın yörüngesinde Dünya'dan 10.210 kat daha hızlı hareket etmesi gerektiğini (modern rakam 10.066 kat daha hızlıdır) veya eşdeğer olarak, Güneş'ten Dünya'ya seyahat etmenin 8 dakika 12 saniye süreceğini belirledi.

Elektromanyetizma ile bağlantılar

19. yüzyılda Hippolyte Fizeau , Dünya üzerindeki uçuş süresi ölçümlerine dayalı olarak ışığın hızını belirlemek için bir yöntem geliştirdi ve bir değer bildirdi.315 000  km/s . Yöntemi, bir değer elde eden Léon Foucault tarafından geliştirildi .1862'de 298 000  km/s . 1856 yılında Wilhelm Eduard Weber ve Rudolf Kohlrausch , elektromanyetik ve elektrostatik yük birimlerinin oranını, 1/ √ ε ₀ μ ₀ , bir Leyden kavanozunu boşaltarak ölçtüler ve sayısal olarak değer, doğrudan Fizeau tarafından ölçüldüğü üzere ışık hızına çok yakındı. Ertesi yıl Gustav Kirchhoff , dirençsiz bir teldeki bir elektrik sinyalinin tel boyunca bu hızda hareket ettiğini hesapladı. 1860'ların başında Maxwell, üzerinde çalıştığı elektromanyetizma teorisine göre, elektromanyetik dalgaların boş uzayda yukarıdaki Weber/Kohlrausch oranına eşit bir hızla yayıldığını göstermiş ve bu değerin sayısal yakınlığına dikkat çekmiştir. Fizeau tarafından ölçülen ışık hızı, ışığın aslında bir elektromanyetik dalga olduğunu öne sürdü.

"Işıklı eter"

Hendrik Lorentz (sağda) ve Albert Einstein (1921)

O zamanlar, boş uzayın, içinde elektromanyetik alanın var olduğu , ışık saçan eter adı verilen bir arka plan ortamı ile doldurulduğu düşünülüyordu. Bazı fizikçiler, bu eterin ışığın yayılması için tercih edilen bir referans çerçevesi olarak hareket ettiğini ve bu nedenle , ışık hızının izotropisini ölçerek Dünya'nın bu ortama göre hareketini ölçmenin mümkün olması gerektiğini düşündüler. 1880'lerden başlayarak, bu hareketi tespit etmeye çalışmak için çeşitli deneyler yapıldı, en ünlüsü Albert A. Michelson ve Edward W. Morley tarafından 1887'de gerçekleştirilen deneydir . Tespit edilen hareket her zaman gözlem hatasından daha azdı. Modern deneyler, ışığın iki yönlü hızının izotropik olduğunu (her yönde aynı) saniyede 6 nanometre içinde olduğunu göstermektedir.

Bu deney nedeniyle Hendrik Lorentz , aygıtın eter boyunca hareketinin, aygıtın uzunluğu boyunca hareket yönünde büzülmesine neden olabileceğini öne sürdü ve ayrıca hareketli sistemler için zaman değişkeninin de buna göre değiştirilmesi gerektiğini varsaydı ("yerel". zaman"), bu da Lorentz dönüşümünün formülasyonuna yol açtı . Lorentz'in eter teorisine dayanarak , Henri Poincaré (1900), bu yerel zamanın ( v / c'de birinci mertebeden ) sabit ışık hızı varsayımı altında senkronize olan eter içinde hareket eden saatlerle gösterildiğini göstermiştir. 1904'te, Lorentz'in teorisinin tüm varsayımlarının doğrulanması koşuluyla, ışık hızının dinamikte sınırlayıcı bir hız olabileceğini düşündü. 1905'te Poincaré, Lorentz'in eter teorisini görelilik ilkesiyle tam gözlemsel uyuşmaya getirdi .

Özel görelilik

1905'te Einstein, başlangıçtan itibaren, ivmelenmeyen bir gözlemci tarafından ölçülen ışığın boşluktaki hızının, kaynağın veya gözlemcinin hareketinden bağımsız olduğunu öne sürdü. Bunu ve görelilik ilkesini temel alarak , ışığın boşluktaki hızının c temel bir sabit olarak öne çıktığı ve ışıkla ilgisi olmayan bağlamlarda da ortaya çıktığı özel görelilik kuramını türetti. Bu, (Lorentz ve Poincaré'nin hâlâ bağlı olduğu) durağan eter kavramını işe yaramaz hale getirdi ve uzay ve zaman kavramlarında devrim yarattı.

c'nin artan doğruluğu ve metre ve saniyenin yeniden tanımlanması

20. yüzyılın ikinci yarısında, önce boşluk rezonans teknikleri ve daha sonra lazer interferometre teknikleri ile ışık hızı ölçümlerinin doğruluğunun arttırılmasında çok ilerleme kaydedilmiştir. Bunlara metre ve saniyenin yeni, daha kesin tanımları yardımcı oldu. 1950'de Louis Essen hızı şu şekilde belirledi:299 792 .5 ± 3.0 km/s , boşluk rezonansı kullanılarak. Bu değer 1957'de Radyo-Bilimsel Birliğin 12. Genel Kurulu tarafından kabul edildi. 1960'da sayaç, kripton-86'nın belirli bir spektral hattının dalga boyu cinsinden yeniden tanımlandı ve 1967'de ikincisi yeniden tanımlandı. sezyum-133'ün temel durumunun aşırı ince geçiş frekansı terimleri .

1972'de, lazer interferometre yöntemini ve yeni tanımları kullanarak , Colorado , Boulder'daki ABD Ulusal Standartlar Bürosu'ndaki bir grup , ışığın boşluktaki hızını c  =  olarak belirledi.299 792 456 .2 ± 1.1 m/s . Bu, daha önce kabul edilen değerden 100 kat daha az belirsizdi. Kalan belirsizlik esas olarak metrenin tanımıyla ilgiliydi. Benzer deneyler c için karşılaştırılabilir sonuçlar bulduğundan , 1975'teki 15. Ağırlıklar ve Ölçüler Genel Konferansı şu değerin kullanılmasını tavsiye etti:Işık hızı için 299 792 458  m/s .

Açık bir sabit olarak tanımlanmış

1983'te Ağırlıklar ve Ölçüler Genel Konferansı'nın (CGPM) 17. toplantısında, frekans ölçümlerinden elde edilen dalga boylarının ve ışık hızı için verilen bir değerin önceki standarttan daha fazla tekrarlanabilir olduğu bulundu. 1967'deki saniye tanımını korudular, böylece sezyum aşırı ince frekansı artık hem saniyeyi hem de metreyi belirleyecekti. Bunu yapmak için, metreyi "1/0 zaman aralığında ışığın boşlukta kat ettiği yolun uzunluğu" olarak yeniden tanımladılar.Saniyenin 299 792 458'i ." Bu tanımın sonucunda ışığın boşluktaki hızının değeri tam olarak299 792 458  m/s ve SI birim sisteminde tanımlanmış bir sabit haline gelmiştir. 1983'ten önce, ışığın hızını ölçebilecek olan geliştirilmiş deneysel teknikler, artık SI birimlerinde bilinen ışık hızı değerini etkilemez, bunun yerine kriptonun dalga boyunu daha doğru bir şekilde ölçerek metrenin daha kesin bir şekilde gerçekleştirilmesine izin verir. 86 ve diğer ışık kaynakları.

2011'de CGPM, yedi SI temel biriminin tümünü, "açık-sabit formülasyon" olarak adlandırdığı şeyi kullanarak yeniden tanımlama niyetini belirtti; ışık hızı için yapılmıştır. Metre tanımının yeni, ancak tamamen eşdeğer bir ifadesini önerdi: "Metre, sembol m, uzunluk birimidir; büyüklüğü, ışık hızının boşluktaki sayısal değeri tam olarak eşit olacak şekilde sabitlenerek belirlenir.299 792 458 SI birimi ms ^-1 olarak ifade edildiğinde ." Bu, Yeni SI olarak da adlandırılan SI temel birimlerinin 2019 yeniden tanımlanmasına dahil edilen değişikliklerden biriydi .

Ayrıca bakınız

Notlar

Referanslar

daha fazla okuma

Tarihsel referanslar

Modern referanslar

Dış bağlantılar

• "Mil Uzun Vakum Tüpünde Işık Hızını Test Edin." Popular Science Aylık , Eylül 1930, s. 17–18.
• Sayacın tanımı (Uluslararası Ağırlık ve Ölçü Bürosu, BIPM)
• Işığın boşluktaki hızı (Ulusal Standartlar ve Teknoloji Enstitüsü, NIST)
• Veri Galerisi: Michelson Işık Hızı (Tek Değişkenli Konum Tahmini) ( Albert A. Michelson tarafından toplanan verileri indirin )
• Subluminal ( Greg Egan'ın grup hızı bilgi limitlerini gösteren Java uygulaması )
• Hızların eklenmesiyle ilgili hafif tartışma
• Işık Hızı (Altmış Sembol, Nottingham Üniversitesi Fizik Bölümü [video])
• Işık Hızı , BBC Radio  4 tartışması ( In Our Time , 30 Kasım 2006)
• Işık Hızı (Live-Counter – Çizimler)
• Işık Hızı – animasyonlu gösteriler
• " Işığın Hızı ", Albert A. Nicholson, Scientific American , 28 Eylül 1878, s. 193