Jeśli jesteś właścicielem tej strony, możesz wyłączyć reklamę poniżej zmieniając pakiet na PRO lub VIP w panelu naszego hostingu już od 4zł!
Strony WWWSerwery VPSDomenyHostingDarmowy Hosting CBA.pl

Wstęp


A.A. Michelson z około 1890 r


Wśród wielu rzeczy, które Michelson mierzył, oprócz oczywiście wartości prędkości światła w różnych warunkach, były między innymi pomiary takich wielkości, jak np. współczynnik sprężystości Ziemi, długość kanałów na Marsie, średnice księżyców niektórych planet czy średnice jasnych dużych gwiazd.

Profesor K.B. Hesselberg, członek Królewskiej Szwedzkiej Akademii Nauk, prezentując dorobek naukowy A.A. Michelsona w czasie uroczystości wręczenia mu Nagrody Nobla z fizyki 10 grudnia 1907 r., bardzo często nawiązywał do tych jego dokonań, które miały duże znaczenie dla rozwoju badań astronomicznych, a szczególnie wykorzystywanie interferometru, którego zastosowanie nadało nową jakość tym badaniom.

Robert A. Millikan, przemawiając do studentów zgromadzonych w Kalifornijskim Instytucie Technologicznym 18 maja 1931 r. wkrótce po śmierci Michelsona (ur. 19.12.1852 r. w Strzelnie - zm. 9.05.1931 r. w Pasadenie w Kalifornii), zaczął swoje wspomnienia o nim słowami: Cały rozwój naszej współczesnej fizyki jest ściśle związany z precyzją pomiarów Alberta Abrahama Michelsona.


Rys. 1. Interferometr Michelsona z 1890 r. z Clark University w Worcester


Niespotykaną dotąd precyzję pomiarów zagwarantował przyrząd wynaleziony przez Michelsona podczas jego studiów w Berlinie w 1881 r., a wykonany na jego zamówienie za pieniądze przysłane przez G. Bella przez optyczną berlińską firmę Schmidt und Haensch (rys.5). Przyrząd wynalazł po to, by wykazać istnienie wszechobecnego eteru, lecz niestety go nie znalazł, natomiast wynalezione narzędzie okazało się w wielu badaniach wręcz niezastąpione.

J. Lovering, ówczesny prezes Amerykańskiej Akademii Sztuk i Nauk, wręczając Michelsonowi w 1888 r. przyznaną mu przez tę szacowną instytucję Nagrodę Rumforda, powiedział, że dostaje ją: nie tylko za to, co ustalił, ale również za to, co podważył. Michelson zaś w swoim wystąpieniu pt. "W obronie fal świetlnych" wygłoszonym do członków fizycznej sekcji Amerykańskiego Stowarzyszenia dla Postępu Nauki (American Association for the Advancement of Science, AAAS) w sierpniu 1888 r. w Cleveland przepowiedział skuteczne zastosowanie interferometru w wielu dziedzinach, między innymi w metrologii i spektroskopii.


Rys. 2. Laboratorium Fizyczne Ryersona w Chicago


Po europejskich studiach 20 września 1881 r. złożył rezygnację z pracy jako wykładowca fizyki w Morskiej Akademii w Annapolis, w której studiował w latach 1869-1873, i od maja 1882 r. został pracownikiem Case School of Applied Science (obecnie Case Western Reserve University) w Cleveland, gdzie wspólnie z E.W. Morleyem wykonali swoje słynne doświadczenie w 1887 r. Po katastrofalnym pożarze Case School of Applied Science w 1886 r. wprowadzono w uczelni drastyczne oszczędności i o realizacji nowych pomysłów nie było mowy, a tych Michelson w głowie miał wiele, między innymi połączenie interferometru z teleskopem.

G. Stanley złożył mu ofertę pracy w nowo powstałym Uniwersytecie Clarka w Worcester, w której to uczelni spędził lata 1889 - 1892. Były to bardzo naukowo płodne lata, bowiem to właśnie tam wykorzystał swój interferometr do pomiarów astronomicznych.

Prześledźmy pokrótce rozpoczęte właśnie tam badania, bowiem często są one mało znane i niedoceniane, a Michelson opublikował wtedy ponad 75 artykułów w różnych czasopismach naukowych, z tego ponad 20 prac to prace astronomiczne, niektóre z nich należą już do klasycznych, najczęściej cytowanych.

Pomiary średnic księżyców Jowisza


A. Fizeau w 1867 r. stwierdził, że byłoby możliwe zmierzenie średnicy jasnej gwiazdy poprzez nałożenie na siebie dwóch bardzo odległych od siebie oddzielnych promieni świetlnych tej samej gwiazdy. W obserwatorium w Marsylii w 1878 r. wypróbowano tę metodę, ale stwierdzono, że nie można uzyskać wystarczającego rozdzielenia promieni świetlnych nawet przy użyciu największego teleskopu, jaki można sobie wyobrazić. Michelson po opublikowaniu kilku prac teoretycznych analizujących to zagadnienie (np. A.A. Michelson, On the Application of Interference Methods to Astronomical Measures, "American Journal of Science", tom 39, (luty 1890), s. 115 - 121; 216 - 218) przystąpił do wypróbowania swojej metody polegającej na połączeniu teleskopu i swojego interferometru, a uczynił to w Obserwatorium Harvarda. Latem 1890 r. rozpoczął przygotowania do eksperymentu na zaproszenie dyrektora tegoż obserwatorium E.C. Pickeringa, wspomagany przez jego asystenta G. Hale. Michelson przygotowaną aparaturę skierował w kierunku księżyców Jowisza. Pierwsze wyniki dawały pewne nadzieje na pełny sukces, ale złe warunki atmosferyczne panujące nad obserwatorium skłoniły go do zmiany miejsca prowadzenia obserwcji.


Rys. 3. A. A. Michelson w Uniwersytecie w Chicago


E. Holden zaprosił go do kierowanego przez siebie Obserwatorium Licka na Mount Hamilton w Kalifornii, gdzie panowały dużo lepsze warunki atmosferyczne do prowadzenia takich obserwacji i to przez wiele dni w roku. Tam w dniach od 2 do 7 sierpnia 1891 r. wraz z W.W. Campbellem, Burnhamem oraz Engelmannem, Struvem, Houghem oraz kolegą z macierzystej uczelni F.L.O. Wadsworthem zmierzył średnie wartości kątowe średnic czterech księżyców Jowisza.



Niestety również i tu w dniach 2, 3 i 6 sierpnia 1891 r. panowały złe warunki atmosferyczne, jedynie 7 sierpnia były w miarę dobre. Michelson otrzymał następujące średnie wartości kątowe średnic księżyców Jowisza przy błędzie, jak pisał, nie przekraczającym 10%: Natomiast jego współpracownicy otrzymali nieco inne wyniki (patrz tab. 1).

Opis całego eksperymentu znajduje się w pracy Michelsona pt. Measurement of Jupiter’s Satellites by Interference, która została opublikowana w PASP (Publications of the Astronomical Society of the Pacific), tom 3, nr 16, (wrzesień 1891), s. 274 - 278 oraz pod tym samym tytułem w "Nature", tom 45, (grudzień 1891), s. 160 - 165.



Później Michelson zajął się badaniami nad wzorcem metra, ale do astronomii wrócił już w 1895 r., a konkretnie zajął się plamami na Słońcu, analizując widmo słoneczne za pomocą teleskopu i interferometru, a także tzw. kanałami na Marsie, których rozmiary oszacował na podstawie swoich pomiarów na około 1 milę.

Spektroskop echelonowy


W czerwcu 1898 r. opublikował pracę (A.A. Michelson, The Echelon Spectroscope, "Astrophysical Journal", tom 8 (czerwiec 1898), s. 37 - 47), w której przedstawił zasadę działania spektroskopu echelonowego. Rozkład widma w tym przyrządzie odbywa się nie dzięki pryzmatowi czy siatce dyfrakcyjnej, lecz w wielu ustawionych obok siebie płytkach szklanych odpowiednio dobranych i uszeregowanych. Pasją badania widm zaraził Michelsona G.R.Kirchhoff, którego wykładów słuchał podczas swoich studiów w Berlinie (od 16.10.1880 r. figuruje w spisie studentów pod nr 63 aż do 23.03.1881 r.), gdzie w tym roku akademickim między 9 a 10 rano miał on wykład pt. Theorie der Elektrizität und des Magnetismus. To Kirchhoff badał między innymi widma absorpcyjne, np. par sodu. Michelson swoje pierwsze próby z rozszczepieniem linii widmowych rozpoczął po odkryciu zjawiska Zeemana. Opublikował kilka prac na temat rozszczepienia linii widmowych za pomocą pola magnetycznego. Studia te datują się od 1895 r., a uwieńczeniem tych dociekań było skonstruowanie spektroskopu, w którym, jak już wspomniałem, nie było ani pryzmatu, ani siatki dyfrakcyjnej, tylko ten szereg płytek szklanych o idealnej grubości ustawionych na podobieństwo stopni schodów. Taki spektroskop dawał wg Michelsona 7,5 razy lepsze rozszczepienie światła niż najlepsze znane wtedy siatki dyfrakcyjne. Pierwszy taki spektroskop składał się z 20 szklanych płytek każda 18 mm grubości, 1 mm szerokości i długości od 2 mm do 22 mm, i został przez niego zbudowany w Laboratorium Fizycznym Ryersona w Chicago, gdzie pracował w latach 1894 - 1928. Z jego pomocą udało się Michelsonowi otrzymać pojedyncze linie widmowe kadmu. Zaletą tego spektroskopu jest to, że można przy jego pomocy zwiększać natężenie światła w interesujących badaczy pewnych częściach widma, co przy użyciu np. siatek dyfrakcyjnych można uzyskać jedynie przypadkowo.

Skonstruowanie tego przyrządu Przewodniczący Londyńskiego Towarzystwo Fizycznego W. H. Eccles wymienił jako drugie co do ważności osiągnięcie naukowe Michelsona podczas uroczystości wręczenia mu Medalu Duddella w 1929 r. Uznał ten przyrząd za potężne narzędzie do badania subtelnej struktury linii widmowych. Jego gruntowne studia nad widmami oraz wpływem pola magnetycznego i ciśnienia na ich kształt od razu zostały uznane za wspaniałe osiągnięcia samo w sobie.

Analizator harmoniczny



Rys. 4. Analizator harmoniczny


S.W. Stratton, przygotowując pracę dyplomową pod kierunkiem Michelsona, zbudował wspólnie z mistrzem przyrząd zwany analizatorem harmonicznym1. Używano go do analizy skomplikowanych obrazów interferencyjnych, które powstają w wyniku nałożenia się wielu prostych drgań harmonicznych. Michelson oczywiście korzystał do analizy tych złożonych drgań z aparatu matematycznego, który zaproponował J. Fourier, natomiast ów analizator harmoniczny obliczenia te znacznie uprościł, był swego rodzaju mechanicznym komputerem. To dzięki temu urządzeniu złożone drgania harmoniczne można było przedstawiać jako kombinację zwykłych sinusoid. Michelson między innymi próbował wykorzystać analizator harmoniczny do wyjaśnienia pojawiania się periodycznych plam na Słońcu, określenia ich okresu i amplitudy.

Analizator harmoniczny był też z powodzeniem stosowany do analizy dźwięków, przemiennych prądów elektrycznych, fluktuacji przypływów i odpływów wód morskich, a także pomagał konstruować prognozy pogody. To między innymi za ten przyrząd wystawiony wraz z innymi (interferometrem, echelonowym spektroskopem) na światowej wystawie w Paryżu w 1900 r. Uniwersytet z Chicago, a tym samym Michelson, otrzymał Grand Prix tej wystawy.

Siatki dyfrakcyjne



Rys. 5. Interferometr berliński


Do analizy widm, jako elementu rozszczepiającego światło w spektroskopie, używa się też siatek dyfrakcyjnych. I nimi również zajął się Albert Michelson. W 1881 r. w Paryżu, w czasie kiedy Michelson tam studiował, H.A. Rowland demonstrował otrzymane nową techniką swoje siatki dyfrakcyjne. Michelson, i nie tylko on, był tymi pokazami oczarowany i gdy znalazł chwilę wolnego czasu, zajął się konstrukcją jeszcze doskonalszych siatek dyfrakcyjnych. Doskonałe siatki to takie, gdzie idealnie równo i gęsto zostały wykreślone niezwykle cienkie linie ostrzem diamentowym na gładkiej powierzchni metalu. Główną trudnością było wykonanie śruby, która musiałaby bardzo precyzyjnie przesuwać ostrze diamentu z niebywałą dokładnością o bardzo małą odległość dzielącą jedną linię od drugiej. Michelson zdawał sobie sprawę, że jeżeli uzyska dostatecznie dużą liczbę linii na 1 cm, to przy pomocy takiej siatki dyfrakcyjnej można będzie odkryć kolejne sekrety przyrody i to zarówno w skali mikro, jak i makro, bowiem dzięki nim można będzie uzyskać lepszy rozkład widma i dokonać bardziej wnikliwej jego analizy. Szczytowym osiągnięciem Michelsona w tej materii było skonstruowanie maszyny, która wykonała 23,5 cm siatkę dyfrakcyjną zawierającą 117 000 linii. Ciekawy jest opis tych siatek dokonany przez H. D. Steinhausa, wybitnego polskiego matematyka, z którym to przez kilka miesięcy mieszkał Michelson wraz z rodziną w jednym pensjonacie w Getyndze podczas jego pobytu tam latem 1911 r. Steinhaus pracował nad doktoratem u Hilberta, a Michelson był zaproszony na cykl wykładów do Getyngi, gdzie wówczas gorąco dyskutowano o szczególnej teorii względności.


Rys. 6. Obserwatorium Yerkesa w 1896 r.


Bardzo ciekawe jest to, jak opisuje te urządzenia matematyk, którego zachwycił nie tylko sposób ich precyzyjnego wykonania. Czyni to z niekłamanym podziwem dla Michelsona, wytwórcy tych siatek dyfrakcyjnych:

…to znaczy lusterek metalowych, kreskowanych bruzdami równoległymi, niesłychanie precyzyjnymi i gęstymi, tak że na pasemku o szerokości jednego milimetra przypadało kilkaset takich bruzd. Michelson poświęcił się budowaniu takich właśnie urządzeń optycznych. Jego aparat do robienia siatek był automatem, sochą, w której rolę rylca odgrywał ułamek czarnego diamentu wyszukany wśród innych pod lupą tak, by naturalne naroże krystaliczne tworzyło idealne ostrze. Ta okruszynka przyciskała metal swoim ciężarem, ale już ta siła była za duża i trzeba było ją zmniejszyć przeciwwagą. Ten pług orał blaszkę metalową automatycznie, a był ustawiony w piwnicy na postawie pływającej, dla usunięcia wstrząsów, a termostaty utrzymywały stałą temperaturę, świecąc i gasząc lampy żarowe przy każdym zaburzeniu termicznym. Aparat dostarczał w końcu blaszkę pokrytą bruzdami, których na milimetrze było aż kilka tysięcy. Michelson przywiózł parę takich płytek ze sobą do Getyngi. Światło słoneczne odbite od takiej blaszki dawało widmo o rozciągłości kilku metrów; bez żadnych kolimatorów i soczewek można było, patrząc w takie metalowe lusterko, zobaczyć w czerwieni ciemne prążki znamionujące obecność żelaza na Słońcu (H.D. Steinhaus, Wspomnienia i zapiski, Atut, Wrocław 2002, s. 73).


Rys. 7. Michelson z żoną i córkami


Najtrudniejszą rzeczą było skonstruowanie takiej maszyny. Pomagali mu w tym dwaj Szwedzi, bracia Julius i Fred Pearsonowie, którzy przez 25 lat z nim współpracowali. Jakiej precyzji wymagała ta praca i ile trudu ich kosztowała, niech najlepiej świadczą słowa samego mistrza, który podczas wystąpienia w 1911 r., gdy ustępował ze stanowiska Przewodniczącego AAAS, powiedział:

Człowiek zaczyna patrzeć na maszynę, jakby posiadała nieomal kobiecą osobowość, która wymaga, by jej dogadzać, przymilać się do niej, schlebiać jej, a czasem nawet grozić. W końcu jednak człowiek uświadamia sobie, że ta osobowość należy do czujnego i wprawnego gracza w tej zawiłej i fascynującej grze, który natychmiast wykorzysta błędy swego przeciwnika i zaskoczy najbardziej zbijającymi z tropu niespodziankami, który nigdy nie liczy na żaden przypadek, a mimo to gra uczciwie, ściśle trzymając się reguł gry, i nie liczy się z tym, że człowiek ich nie zna. Gdy zaś człowiek je pozna i zastosuje w grze, to wszystko przebiega, jak należy.

Sprężystość Ziemi


Pewnego dnia 1913 r., gdy Michelson samotnie spożywał posiłek w Quadrangle Club przysiadł się do niego profesor geologii T.C. Chamberlin, którego nękał następujący problem - kto ma rację: sir G. H. H. Darwin, który uważał, że Ziemia w środku jest ciałem płynnym (1880) czy lord Kelvin (1863), który twierdził, że Ziemia w środku jest bryłą sztywną. Gdzie jest prawda? Z Michelsonem omówili szczegóły eksperymentu, a z pomocą przyszedł wszechmocny interferometr, który zdolny jest mierzyć najdrobniejsze różnice długości z niesamowitą wręcz precyzją. Z pomocą H. G. Gale, H. Aldena, W. L. Harta oraz F. R. Moultona Michelson przeprowadził eksperyment na terenie obserwatorium Yerkesa w Lake Geneva w stanie Wisconsin, którego dyrektorem był Willams Bay i za jego pozwoleniem 5 sierpnia 1913 r. rozpoczęto badania, a ukończono je 27 listopada 1913 r.


Rys. 8. A.A. Michelson przy warsztacie


Michelson rozumował w następujący sposób: jeżeli umieścimy pod powierzchnią Ziemi dwa sztuczne zbiorniki wodne, to woda w nich powinna podlegać przypływom i odpływom, jakim podlegają wody na powierzchni Ziemi pod wpływem Księżyca i Słońca. Gdyby Ziemia w środku była ciałem ciekłym, wtedy miniaturowe przypływy i odpływy nie powstałyby, ponieważ przyciąganie np. Księżyca odkształciłoby Ziemię w tym samym stopniu co miniaturowe sztuczne zbiorniki wodne. Gdyby zaś Ziemia w środku była ciałem sztywnym, to powstałyby te miniaturowe przypływy i odpływy wody w sztucznych zbiornikach i można by je obliczyć na podstawie pomiarów.

Dwie rury o średnicy 6 cali (1 cal = 2,54 cm) każda i długości 500 stóp (1 stopa = 30,48 cm) zakopano około 1,8 m pod powierzchnią Ziemi. Jedna biegła w kierunku wschód-zachód, a druga północ-południe. Rury do połowy wypełniono wodą, końce rur szczelnie zamknięto szklanymi płytami, a na ich skrzyżowaniu wmontowano komorę obserwacyjną. Interferometry zainstalowano przy obu wylotach każdej rury. Mechanizmy zegarowe tak podłączono do aparatury pomiarowej, że można było wykreślać poziom wody na taśmie, która przemieszczała się z prędkością 2,5 cm na godzinę. Otrzymano w ten sposób precyzyjny zapis każdego wzrostu lub spadku poziomu wody w rurach. Interferometry mierzyły te znikomo małe zmiany w postaci przesunięć prążków interferencyjnych.


Rys. 9. Schemat interferometru gwiazdowego na 100'' teleskopie Hookera na Mt Wilson (z pracy opisującej pomiar średnicy Betelgezy)


Otrzymano w ten sposób mnóstwo informacji (publikacja zawiera 10 stron wykresów) i po dogłębnej obróbce matematycznej tak zgromadzonego materiału badawczego stwierdzono, że Ziemia wydaje się być w środku ciałem sztywnym o współczynniku sprężystości i lepkości takiej samej wartości co stal, czyli wnętrze Ziemi jest bryłą podobną do żelaza. Michelson powrócił do tego doświadczenia, biorąc sobie do pomocy H. G. Gale w 1916 r., poprawiając dokładność pomiarów między innymi poprzez spowolnienie ruchu taśm rejestrujących ruch powierzchni wody w sztucznych zbiornikach, tym razem przesuwały się 2 cm na godzinę a nie 2,5 cm.

20 listopada 1916 r. rozpoczęto pomiary, a ukończono w kwietniu 1919 r. Trwały one dość długo, bowiem przerwała je wojna, a Michelson jako dobry obywatel USA stawił się do służby w Marynarce Wojennej Stanów Zjednoczonych. Dokończone badania potwierdziły wcześniejsze ustalenia z jeszcze większą wiarygodnością.

Pomiar średnicy gwiazdy



Rys. 10. Clearing - rury próżniowe


W roku 1919 Michelson powrócił do problemu pomiaru średnicy obiektów astronomicznych, czym zajmował się w roku 1890. Tym razem zainteresował się podwójną gwiazdą Capellą. Rozpoczął obserwacje 25 sierpnia tego roku przy pomocy 40-calowego, a później 60-calowego teleskopu w obserwatorium Yerkes. Na zaproszenie G.H. Hale przeniósł się z badaniami 18 września 1919 r. na Mount Wilson do Kalifornii. Główne obserwacje przeprowadził wraz z J.A. Andersonem 30 grudnia 1919 r., zaś 13, 14, 15 lutego 1920 r., 15 marca oraz 23 kwietnia 1920 r. otrzymali oni średnią odległość kątową między sąsiednimi gwiazdami 0''05249, co dawało odległość 83 277,9 km między nimi i okres obiegu 104,006 dni. Zapowiadali też testowanie teleskopu i interferometru, którego zwierciadła bazowe miały być oddalone od siebie o 18 lub 20 stóp. Swoje największe osiągnięcie astronomiczne miał jednak jeszcze przed sobą.


Rys. 11. Mount Wilson 1927 r.


Zachęconemu poprzednimi pomiarami, udało mu się w sierpniu 1920 r. zwierciadła interferometru umieścić w odległości 18 stóp od siebie. W grudniu zestaw teleskop-interferometr był gotowy do pomiarów. Zdecydował się na pomiary kątowej średnicy gwiazdy ? Oriona po to, aby sprawdzić kalkulacje Eddingtona, Russella i Shapleya co do rozmiarów tej gwiazdy. 13 grudnia 1920 r. wyjustowano zestaw pomiarowy na podstawie pomiarów gwiazd ß Persei, ? Oriona, sprawdzono ustawienia jeszcze podczas pomiarów dla ? Canis Minoris i wreszcie zmierzono średnicę kątową ? Oriona. Na podstawie tego pomiaru wyliczono średnicę tej gwiazdy i otrzymano astronomiczną liczbę: 260 000 000 mil, czyli wartość, która mniej więcej odpowiada promieniowi orbity Marsa. F.G. Pease 23 grudnia powtórzył pomiary, wyniki się potwierdziły i można było podać informację do publicznej wiadomości. Michelson wcześniej opuścił Mount Wilson, bowiem udał się na wspólne posiedzenie Amerykańskiego Towarzystwa Fizycznego i Amerykańskiego Stowarzyszenia dla Postępu Nauki i osobiście poinformował uczestników tej konferencji o swoim osiągnięciu.


Rys. 12. Mount Wilson dzisiaj


New York Times z 30 grudnia 1920 r. donosił: Olbrzymia gwiazda wielkości 27 000 000 naszych Słońc, Michelson zmierzył kolosa, który oddalony jest od nas o 150 lat świetlnych… doniosły triumf nauki. Jeden z wielu jego wybitnych uczniów również noblista A. H. Compton brał udział w tym posiedzeniu i wspomina, jak jeden z fizyków pochylił się do niego i podzielił się z nim taką uwagą: On jest królem nas wszystkich. To było wielkie wydarzenie nie tylko naukowe, ale wydarzenie, które poruszyło wielu zwykłych ludzi. Michelson udzielał wywiadów, pisał artykuły wstępne do gazet, wyjaśniał istotę i doniosłość odkrycia. Nieczęsto bowiem zdarza się, aby wielkie odkrycie naukowe potrafiło zainteresować nie tylko fachowców, ale zwykłych ludzi bez odpowiedniego przygotowania matematycznego, fizycznego czy chemicznego.

Królewskie Towarzystwo Astronomiczne z Londynu od razu właściwie oceniło to naukowe osiągnięcie i przyznało mu złoty medal. Niezwykłe w tych badaniach było to, że były one bardzo dokładne, a ich błąd pomiaru wynosił około 10%. C.H. Townes w "The Astrophysical Journal", tom 525(1999), s. 148 - 149, podaje, że Tuthill, Haniff i Baldwin, mierząc średnicę ? Oriona (Betelgezy) w 1997 r., otrzymali dla niej średnicę kątową 0''053±0''002, używając do badań fali elektromagnetycznej o długości 700 nm (Michelson i Pease otrzymali wynik 0''047±0''005). "Astrophysical Journal" opublikował na swe stulecie 100 najważniejszych prac astronomicznych i wśród nich znalazła się właśnie ta praca Michelsona i Peasa. Jest ona bardzo często cytowana i uznana za klasyczną pracę z tej dziedziny astronomii.

Wpływ ruchu wirowego Ziemi na prędkość światła



Rys. 13. Schemat pomiaru prędkości światła w Irvine Ranch z pracy Michelsona, Peasa i Pearsona z 1935 r.


Warto jeszcze wspomnieć o jednym ważnym doświadczeniu, które przeprowadził wspólnie z H. G. Gale, a które to doświadczenie A. Einstein uważał za jedno z najpiękniejszych po tym z 1887 r., przeprowadzonym wspólne z Morleyem. W 1925 r. przeprowadzili eksperyment w Clearing w stanie Illinois, którego celem było sprawdzenie wpływu ruchu wirowego Ziemi na wartość prędkości światła. Wypożyczono rury ściekowe od władz miejskich Chicago i ułożono je w kierunku wschód-zachód o długości 2010 stóp, a w kierunku północ-południe 1113 stóp, wszystkie o średnicy 12 cali. Już w 1921 r. L. Silberstein zasugerował sprawdzenie wpływu ruchu obrotowego Ziemi na prędkość światła, co byłoby doskonałym testem szczególnej teorii względności A. Einsteina. Pierwsze próby w rurze próżniowej wykonano latem 1923 r. w Mount Wilson, a w grudniu 1924 postanowiono przeprowadzić ten eksperyment w Clearing. Przy pomocy władz miasta Chicago oraz Chicago Telephone Company przeprowadzono eksperyment, który w granicach błędu nie wykazał wpływu wirowego Ziemi na wartość prędkości światła w próżni. Badania się opóźniły, bowiem w grudniu 1924 r. Michelson, musiał poddać się operacji prostaty. Światło z łuku węglowego rozdzielono za pomocą płytek półprzepuszczalnych i puszczono w rury próżniowe, aby po obiegu po prostokącie, odbijając się na rogach od zwierciadeł, ponownie się nałożyć. Jeżeli ruch wirowy Ziemi miałby wpływ na prędkość światła, to przesunięcie prążków interferencyjnych powinno wynosić wg kalkulacji Michelsona i Gale 0,236±0,002, a po wykonaniu 269 obserwacji otrzymano 0,230±0,005. Nie zaobserwowano zatem wpływu ruchu wirowego Ziemi na wartość prędkości światła. Doświadczenie było bardzo trudne od strony technicznej, szczególnie jeżeli chodzi o uzyskanie jak najmniejszego ciśnienia w rurze pomiarowej. Pompy próżniowe pracowały 50 godzin, obniżając ciśnienie w tempie pół cala słupa rtęci na trzy godziny. Najniższe ciśnienie, jakie otrzymano i wówczas przeprowadzono pomiary, wynosiło od 0,5 do 1,0 cala słupa rtęci.

Pomiary prędkości światła



Rys. 14. Jeden ze słonecznych teleskopów wieżowych w obserwatorium na Mt Wilson


Na koniec nie można nie wspomnieć o pomiarach samej wartości prędkości światła. Światło zawiera i przenosi informacje o źródłach, które je wyemitowało. Michelson właściwie całe swoje naukowe życie poświęcił światłu, był swego rodzaju Apostołem Światła. Już w szkole w Annapolis w 1878 r. po raz pierwszy zmierzył prędkość światła, a zakończył swoją aktywność naukową też pomiarami wartości prędkości światła w 1927 r. i w 1928 - 1931. Myśl ustalenia wartości prędkości światła na stosunkowo dużej odległości zrodziła się już w 1920 r., ale zaczęła się materializować w roku 1922, kiedy to M.A. Ryerson dał 10 000 dolarów na wykonanie tego pomiaru. Pierwsze wyniki uzyskano w czerwcu i pomiary kontynuowano do września, by ostatecznie zakończyć je grudniu 1926 r., mierząc prędkość między Mount Wilson a Mount San Antonio na odległości 22 mil. Pomiary polegały na tym, że światło wysłane z lampy łukowej umieszczonej na Mount Wilson w kierunku Mount San Antonio, tam odbijało się od zwierciadła i wracało do wirującego z częstotliwością 528 Hz graniastosłupa wykonanego ze stali niklowanej lub ze szkła, napędzanego strumieniem powietrza, o podstawie ośmiokąta foremnego na Mount Wilson.

Wykonano pięć niezależnych cykli pomiarowych, których wyniki zawarto w tab. 2. Wyniki te po przeliczeniu dla próżni dały wartość c = (299 796 ± 4) km/s.

Pod koniec sprawozdania z badań Michelson stwierdził: Łatwy sukces pomiarów przy odległości 22 mil, dokonanych na ogół w warunkach niezbyt korzystnych (dymy i opary unoszące się nad ogniskami w pobliskich lasach), winien wskazywać na możliwość wykonania pomiarów przy odległości znacznie większej.



Wybór padł na Mount Jacinto oddalony od Mount Wilson o 82 mile. Podjęto próby, ale światło lampy łukowej wracało bardzo osłabione przez dymy i smog, i dalszych pomiarów zaniechano. Warto wspomnieć, że duży udział w tym eksperymencie miała armia amerykańska, a właściwie jej służby geodezyjnie, które z dokładnością do 5 cm wyznaczyły odległość między punktami pomiarowymi.


Rys. 15. 100-calowy teleskop Hookera na Mt Wilson, na którym Michelson "osadził" swój 18-stopowy interferometr gwiazdowy


Ostatnią próbę pomiaru prędkości światła podjął w 1928 r., gdzie ponownie miał do dyspozycji obserwatorium na Mount Wilson, no i oczywiście środki finansowe. Za 50 tys. dolarów zbudowano rurę o długości 1,5 km na Irvine Ranch koło Santa Ana. Pompy dzień i noc pracowały, aby obniżyć ciśnienie do 0,5 mm słupa rtęci. Za pomocą wielokrotnego odbicia drogę optyczną światła zwiększono do 18 km.

Michelson po pierwszym wylewie krwi do mózgu podupadł na zdrowiu i nie mógł osobiście kierować pomiarami. Niestety pomiarów nie udało mu się dokończyć, bowiem 9 maja 1931 r. choroba okazała się od niego silniejsza i nad ranem tego dnia zmarł. F. G. Pease i F. Pearson dokończyli dzieła i wyniki opublikowali w 1935 r. Na podstawie przeprowadzonych pomiarów od września 1929 r. do marca 1933 r. stwierdzili, że prędkość światła w próżni ma wartość 299 774 km/s ± 11 km/s.

Zakończenie


Wielki przyjaciel Michelsona, a jednocześnie współpracujący z nim matematyk i astronom F. R. Moulton w 1914 r. napisał o nim artykuł w ramach uczczenia amerykańskich uczonych, jakich wybrano w ankiecie na 1000 najwybitniejszych naukowców Ameryki. Tak scharakteryzował 62-letniego wówczas Michelsona:


Rys. 16. A.A. Michelson w pracowni malarskiej


Michelson jest mężczyzną średniego wzrostu, krępej budowy ciała, o zdrowej cerze i czarnych włosach i oczach. Choć doszedł do wieku, w którym siły fizyczne człowieka zwykle opuszczają, on nie wykazuje żadnych objawów przeżytych lat. W jakiś sposób okradł czas z dwudziestu lat. Gra świetnie w tenisa i jest doskonały w bilardzie. Często widuje się go w klubach. Lubi się rozerwać, ale niezliczone banalne igraszki, które zaprzątają uwagę ludzi mniejszego kalibru, nie wywołują w nim żadnego zainteresowania. Tak naprawdę pochłania go praca, z drugiej strony ma zdaje się dość wolnego czasu na zajęcia, które go zajmują….


Rys. 17. Akwarela wykonana przez A.A. Michelsona


Jak wielu wielkich uczonych Michelson ma subtelny smak artystyczny. Lubi muzykę i malarstwo, a nawet wykonał parę bardzo świetnych prac w akwareli.

Ksiądz, a jednocześnie bliski przyjaciel rodziny T. G. Soares, który odprawił prywatne nabożeństwo żałobne w domu rodzinnym w Pasadenie, na koniec tej uroczystości tak opisał Alberta Abrahama Michelsona:

Mistrz odszedł … Był w nim grecki duch radości życia. Doszedł do takiego panowania nad sobą samym, że praca i zabawa kolejno wymieniały się ze sobą.

Opracował: mgr Tomasz Kardaś