Question

什么叫拍频效应

如题

Answer 1

二楼说的是对的，可以看作空间一定点的振动x=Asin(w1t)+Asin(w2t)=A[sin(w1+w2)t/2]*[cos(w1-w2)t/2]。现实中，是做一个同时参与高频振荡(w=(w1+w12)/2)和低频振荡（w=（w1-w2）/2）。高频振荡人耳比较难以分辨，低频容易分辨。同时由于人只能分辨强度大小，不能分辨波峰波谷，因此频率提高一倍，即w=w1-w2

Answer 2

当两个同方向,频率相近的简谐运动合成时,合成的结果是x=[2Acos(w1+w2)/2]*cos[(w1+w2)*t/2+q],w1、w2为角频率,q为初相位.合成的结果不是简谐运动,但可以看成振幅为2Acos(w1+w2)*t/2,角频率为(w1+w2)/2的振动,而产生"拍"的现相,其频率v=v2-v1叫做拍频.

Answer 3

光速的测量**

光速是有限还是无限，到17世纪还有争议，笛卡尔认为是无限的，伽利略认为是有限的。17世纪初，伽利略用测量声速的方法来测量光速，他让两个人各提一盏有遮光板的灯，并分别站在相距约1．6千米的地方，令第一个人先打开他的灯，同时开始计时；第二个人见到第一个人的灯亮时，立刻打开自己的灯；当第一个人看见第二个人的灯亮时，停止计时，这样测出光从第一个人到第二个人再返回所用的时间，再测出两地的距离，就可以计算出光的速度。从原理上讲，伽利略的方法是对的，但是实验失败了。这是因为光速很大，1／7秒能绕地球一周多，靠当时的条件在地球上用通常测声速的方法测光速是难以实现的。于是，人们把测光速的场地移到太空。在伽利略去世后约30年，丹麦王文学家罗默在观察木星的卫星食中，于1676年指出光速是有限的。

木星是一个周期为12年的太阳行星，它有11个卫星——木星的月亮，其中4个最亮的可用合适的望远镜看到，它们绕木星旋转的轨道平面几乎重合于地球和木星绕太阳旋转的轨道面。因而木星的卫星每绕木星一周将在进入木星影处发生一次蚀。最接近于木星的卫星，其周期是42小时28分16秒（约为7／4天），它走过自己直径那样的距离约需3．5分钟，因而用望远镜可以观察到它刚发生蚀的瞬间，在这个系统里，木星的卫星蚀，一方面作为一个信号供地球上人来观察，同时，此卫星蚀的周期过程又是一个准确的时钟，如果地球相对于木星的距离不变，或者光速为无限大（信号由木星那里传到地球不需要时间），则每隔42小时28分16秒自然就看到该卫星的蚀一次。但是，众所周知，光速不是无限大，并且地球每时都在改变着它与木星的距离，所以在地球上看到的木星的卫星相邻蚀之间的时间间隔是变化的。显然这个变化与地球相对于木星的距离的变化和光速的大小有关。
罗默经过长期细心的观察，他发现：在图4－4中，若地球在E1和木星在J1看到一次木星卫星蚀，再用平均周期推算此后任一次蚀的时间，则后一次蚀一般地并不刚好发生在所推算的时间。例如当地球在经过E1之后约三个月行至E2处，实际看到蚀的时间较推算出的时间延迟了约10分钟。这是因为当地球在作自E1向E2而达E3的运动时，地球与木星的距离在逐渐增大，自木星来的任一信号都必须比前一信号多走一些距离才到达地球。经过由E1到E2的三个月，所有相邻蚀的时间延迟的总和约为10分钟。当地球继续由E2经过E4而向E5运动时，地球与木星的距离在逐渐减小，自木星来的任一信号都比前一信号少走一些距离。罗默从他的测量得出，光走过与地球轨道半径等长的距离所需的时间约为11分钟。在罗默的时代只知道地球轨道半径的近似值，当取此半径为149．7×106千米时，算得光速c＝215000千米／秒。

在地球上较短的距离内用实验的方法测出光速是19世纪中叶的事了。1849年德国物理学家菲索用“齿轮法”测出光速。如图4－5所示，从光源S发出的光，射到半镀银的平面镜A上，经A反射后，从齿轮N的齿间空隙射到反射镜M上，然后再反射回来，通过半镀银镜射入观察者眼中。如果使齿轮转动，那么在光从齿间到达M再反射回齿间的时间Δt内，齿轮将转过一个角度。如果这时齿a和a′间的空隙恰好被a所占据，则反射回来的光被遮断，因而观察者将看不到光。但如果这时齿轮恰好转到下一个齿间空隙，由M反射回来的光从齿间空隙通过，观察者就能重新看到光。齿轮的齿数已知，测出齿轮的转速，可算出齿轮转过一个齿的时间Δt，再测出M、N间的距离，就可以算出光速。菲索当时测得空气中的光速：c＝315300千米／秒。1851年，法国物理学家傅科用旋转镜法测得空气中的光速：c＝298×108米／秒。傅科还第一次测出了光在水中的传播速度为2．23×108米／秒，相当空气中光速的四分之三。

1924—1927年，美国科学家迈克尔孙综合菲索和傅科测光速方法的优点，用旋转棱镜法，在美国海拔5500米、相距35千米的威尔孙山和圣安东尼奥山进行实验，精确地测得光速：c＝299796±4千米／秒。非常接近1975年第15届国际计量大会决议采用的光速值c＝299792．458±0．001千米／秒。他就在这次测量过程中中风，于1931年去世。

在激光得以广泛应用以后，开始利用激光测量光速。其方法是测出激光的频率和波长，应用c=λν计算出光速c，目前这种方法测出的光速是最精确的。根据1975年第15届国际计量大会决议，把真空中光速值定为c＝299792458米／秒。在通常应用多取c=3×10^8米／秒。

光速测量仪

LM2000A1光速测量仪（原LM2000A的增强型）(相位法)•对激光光束直接进行100MHz的高频调制，移动反光镜通过测量近程光与远程光的相位差求得调制光的波长，依据C=f·λ计算出光的传播速度，即“相位法”。
•选用示波器来测量相位值。并采用降频测相电路，测相频率为455KHz，大大降低了对示波器的要求。

LM2000B光速测量仪(振荡法)•把光程作为“光-电振荡”环路中的一个参量，用频率计测量近程光与远程光的频率差，并转换成时间差，依据C=△D/△T求得光速值。

LM2000C光速测量仪(光拍法)
采用高频声光器件，利用声光频移效应产生150MHz的拍频波，移动反光镜，用示波器测量近程光与远程光的相位差求得拍频波的波长，进而测得光的传播速度，即“光拍法”。

Answer 4

两大区别：（1）量子干涉可以是粒子跟自己干涉，跟粒子之间的相互作用无关。
（2）量子干涉必须在存在路径不确定性的情况下才有可能发生，当关于路径确定的信息原则上有可能被人获知时，干涉就会消失。
干涉：物理学中，干涉（interference）是两列或两列以上的波在空间中重叠时发生叠加从而形成新的波形的现象。
例如采用分束器将一束单色光束分成两束后，再让它们在空间中的某个区域内重叠，将会发现在重叠区域内的光强并不是均匀分布的：其明暗程度随其在空间中位置的不同而变化，最亮的地方超过了原先两束光的光强之和，而最暗的地方光强有可能为零，这种光强的重新分布被称作“干涉条纹”。在历史上，干涉现象及其相关实验是证明光的波动性的重要依据，但光的这种干涉性质直到十九世纪初才逐渐被人们发现，主要原因是相干光源的不易获得。
为了获得可以观测到可见光干涉的相干光源，人们发明制造了各种产生相干光的光学器件以及干涉仪，这些干涉仪在当时都具有非常高的测量精度：阿尔伯特·迈克耳孙就借助迈克耳孙干涉仪完成了著名的迈克耳孙－莫雷实验，得到了以太风观测的零结果。而在二十世纪六十年代之后，激光这一高强度相干光源的发明使光学干涉测量技术得到了前所未有的广泛应用，在各种精密测量中都能见到激光干涉仪的身影。现在人们知道，两束电磁波的干涉是彼此振动的电场强度矢量叠加的结果，而由于光的波粒二象性，光的干涉也是光子自身的几率幅叠加的结果。
量子：（quantum）是现代物理的重要概念。最早是德国物理学家m·普朗克在1900年提出的。他假设黑体辐射中的辐射能量是不连续的，只能取能量基本单位的整数倍。后来的研究表明，不但能量表现出这种不连续的分离化性质，其他物理量诸如角动量、自旋、电荷等也都表现出这种不连续的量子化现象。这同以牛顿力学为代表的经典物理有根本的区别。量子化现象主要表现在微观物理世界。描写微观物理世界的物理理论是量子力学。
量子一词来自拉丁语quantus，意为“有多少”，代表“相当数量的某物质”。在20世纪的前半期，出现了新的概念。许多物理学家将量子力学视为了解和描述自然的基本理论。在量子出现在世界上100多年间，经过普朗克等许多科学家的不懈努力，已初步建立量子力学理论。后来，经爱因斯坦等人的完善，达到了顶峰！