相位法光速测量

相位法光速测量实验本实验采用内调制被测信号的光强，测量光强调制波传播距离变化所引起的相应相位变化，最终测定光速，并可以测量有机玻璃、人造水晶、无水乙醇等介质的折射率。

一、实验目的1、了解相位法测量光速的频率和波长，从而确定光速的实验原理。

2、学会用相位法测量光速以及介质折射率。

二、实验仪器实验装置：导轨（长1m ，包含半导体激光器、调制及接收装置）、90反射镜、介质测量装置、f50透镜数字相位计、示波器三、实验原理采用频率为f 的正弦型调制波，调制波在传播过程中其位相是以2π为周期变化的。

表达式为：I=I 0[1+mcos2πf （t-x/t ）] (1)式中m 为调制度，cos2πf （t-x/t ）表示光在测线上转播的过程中，其强度的变化犹如一个频率为f 的正弦波以光速c 沿x 方向转播。

设测线上A 和B 两点的位置坐标分别为x 1和x 2，当这两点之间的距离为调制波波长λ的整数倍时，该两点间的相位差为：212()/2x x n φπλπ-∆== （2）式中n 为整数。

反过来，如果我们能在光的传播路径中找到调制度的等相位点，并准确测量它们之间的距离，那么这距离一定是波长的整数倍。

设由A点出发的调制波，经时间t后转播到A'点, AA'之间的距离为2D。

则A'点相对于A点的相移为ϕ=wt=2πft,如图1（a）所示。

然而我们不可能用一台测相系统对AA'间的这个相移量进行直接测量。

解决这个问题的较好方法是在AA'的中间B设置一个反射器，由A点发出的调制波经反射器反射返回A点，如图1（b）所示，光线由→→所走过的光程为2D，而且在A点反射波的位相落后ϕ=wt。

A B A如果以入射波作为参考信号（或作为基准信号），将它与反射波（以下称为被测信号）分别输入到相位计的两个输入端，由相位计读出基准信号和被测信号之间的相位差。

图1位相法测波长原理图本实验正是基于上述原理，实验原理图如图2所示，激光器将晶体振荡器G2产生的频率100MHz的晶振信号对光强进行调制形成光电调制波，该光信号经90反射镜返回，经一透镜会聚到光电二极管PIN，PIN将收到的光调制信号进行光电转换，输出与LED同频的信号经放大器放大后送入混频器2，与加在该混频器上的本机振荡器G1产生的100.300MHz的晶振信号混频，得到差频为300KHz的信号，该信号通过移相器 送入示波器Y轴。

光速的测量方法是什么相信很多的人都知道光速是什么，但是大部分的人都不清楚光速是如何测量的?小编就和大家分享光速测量方法，来欣赏一下吧。

光速测量方法1.罗默的卫星蚀法光速的测量，首先在天文学上获得成功，这是因为宇宙广阔的空间提供了测量光速所需要的足够大的距离.早在1676年丹麦天文学家罗默(1644—1710)首先测量了光速.由于任何周期性的变化过程都可当作时钟，他成功地找到了离观察者非常遥远而相当准确的“时钟”，罗默在观察时所用的是木星每隔一定周期所出现的一次卫星蚀.他在观察时注意到：连续两次卫星蚀相隔的时间，当地球背离木星运动时，要比地球迎向木星运动时要长一些，他用光的传播速度是有限的来解释这个现象.光从木星发出(实际上是木星的卫星发出)，当地球离开木星运动时，光必须追上地球，因而从地面上观察木星的两次卫星蚀相隔的时间，要比实际相隔的时间长一些;当地球迎向木星运动时，这个时间就短一些.因为卫星绕木星的周期不大(约为1.75天)，所以上述时间差数，在最合适的时间(上图中地球运行到轨道上的A和A’两点时)不致超过15秒(地球的公转轨道速度约为30千米/秒).因此，为了取得可靠的结果，当时的观察曾在整年中连续地进行.罗默通过观察从卫星蚀的时间变化和地球轨道直径求出了光速.由于当时只知道地球轨道半径的近似值，故求出的光速只有214300km/s.这个光速值尽管离光速的准确值相差甚远，但它却是测定光速历史上的第一个记录.后来人们用照相方法测量木星卫星蚀的时间，并在地球轨道半径测量准确度提高后，用罗默法求得的光速为299840±60km/s.2.布莱德雷的光行差法1728年，英国天文学家布莱德雷(1693—1762)采用恒星的光行差法，再一次得出光速是一有限的物理量.布莱德雷在地球上观察恒星时，发现恒星的视位置在不断地变化，在一年之内，所有恒星似乎都在天顶上绕着半长轴相等的椭圆运行了一周.他认为这种现象的产生是由于恒星发出的光传到地面时需要一定的时间，而在此时间内，地球已因公转而发生了位置的变化.他由此测得光速为：C=299930千米/秒，这一数值与实际值比较接近。

浅析物理学中光速的测量方法光速是一个非常重要的物理常量，它与力学、电磁学、光学及近代物理中的许多定理、定律都有着密不可分的关系，下面是搜集的一篇探究光速测量方法的，欢迎阅读借鉴。

光速是最重要的物理常数之一，光速值的精确测量关系到许多物理量值精确度的提高。

光速的测量在光学的研究历程中有着重要的意义，其测量精度的每一点提高都反映和促进了相应时期物理学的发展。

本文主要对天文学方法和利用精密仪器实验方法进行分析。

光速是一个非常重要的物理常量，它与力学、电磁学、光学及近代物理中的许多定理、定律都有着密不可分的关系，故光速的测定历来为物理学界所普遍重视。

伽利略1607年首次尝试测量光速。

(Fazeiu)利用旋转齿轮机构，测得光速值约为3.15×108m/s，是第一次在地球上测得的比较准确的值。

传统的光速测定的基本途径2条：一种是利用光是电磁波的性质，测出光波的波长和频率再算出光速。

由于可见光的频率高，波长短，测频技术难度非常大，所以目前实验使用的光速测量仪器大多利用示波器测量微小的时间间隔，这种测量归因于精密的仪器，而且其测量的也仅仅是光在光纤中的速度，而非真空中的速度。

并且实验中缺少动手操作的过程，仅仅是读取一些数据。

本文提出的光速测量设计性实验的思路是根据光的电磁波性质，用光学基础，通过测定RCL电路的谐振频率从而导出光速的表达式。

以前许多科学家们探索了光的测量方法，下面介绍了以前的几种测量方法。

测量光速的方法通常分为天文学方法和利用精密仪器测光速方法两大类。

2.2恒星光行差法：1728年英国的天文学家James.Bradley发现，在地球绕太阳运行的一年内所有的恒星在天空中画出长半轴相等的椭圆。

其中在横道面内的恒星所画的椭圆蜕化成一条直线，通过太阳且垂直于黄道面直线上的恒星所画的椭圆退化成一个圆，从地球上看这些椭圆长轴的张角等于40.9"，这种现象称为恒星的光行差。

这种现象是由于光的转播速度具有有限值而引起的。

光速测量的方法完整版光速是光在真空中传播的速度，它是物理学中一个重要的常数。

光速的准确测量对于科学研究和工程应用具有重要意义。

本文将介绍几种常见的测量光速的方法，并详细阐述每种方法的原理和步骤。

一、费朗菲法测量光速费朗菲法是一种基于光的干涉现象的测量方法，利用两束相干光的叠加干涉现象来测量光的传播速度。

实验步骤：1.准备一块平行的玻璃板或光路径较长的介质，将光源照射到板上，使光线经过一定的路径后反射回来。

2.调整光源和板之间的距离，使得反射回来的光线与来自光源的光线在其中一点上相干叠加。

3.在相干叠加的区域中放置一个可调节的半透明平板，通过调节平板的倾斜角度，使得反射光和透射光之间的光程差达到最小值。

4.测量半透明平板在达到最小光程差时的倾斜角度。

5.根据半透明平板的倾斜角度和反射回来的光线与来自光源的光线的夹角，可以计算出光在材料中的传播速度。

二、福克频率法测量光速福克频率法利用声波和光波之间的相互作用来测量光速。

通过测量声波在介质中的传播速度以及光在介质中的折射率，可以计算出光速。

实验步骤：1.准备一个声波源和一个光源，将它们放置在介质中。

2.通过控制声波源的频率和光源的发光频率，使得声波和光波在介质中产生共振现象。

3.通过改变声波源和光源之间的距离，测量共振现象的频率。

4.根据声波的频率和声速以及光的频率和折射率，可以计算出光速。

三、飞行时间法测量光速飞行时间法是一种基于光速和时间的测量方法，通过测量光传播的时间和光线的路程来计算光速。

实验步骤：1.准备一个脉冲激光器和一个光传感器，将它们放置在一条直线上。

2.由脉冲激光器发射一束激光，光线经过一段距离后被光传感器接收到。

3.测量激光从发射到被接收的时间差。

4.根据测得的时间差以及光线传播的路程，可以计算出光速。

综上所述，费朗菲法、福克频率法和飞行时间法是几种常见的测量光速的方法。

每种方法都有其独特的原理和实验步骤，通过合理设计实验，并使用精密的测量装置可以测量出光的传播速度。

光子学技术的相位测量与光路校正方法分享光子学技术是一门研究光子（光的量子）以及应用光子的科学技术。

在现代通信、光学成像、量子计算等领域中，光子学技术发挥着重要作用。

其中，相位测量与光路校正是光子学技术中的重要内容之一。

本文将分享关于相位测量与光路校正的方法与技术。

相位测量是光子学技术中常见且重要的测量过程。

光的相位指的是波的状态，它描述了光波中的振荡过程。

相位测量可以帮助我们了解光的性质以及应用领域中的数据获取与处理。

在光子学技术中，有几种主要的相位测量方法。

1. Michelson干涉仪：Michelson干涉仪是一种常见的光学仪器，用于精确测量光程差。

这种干涉仪由一个光源、一个分束器以及两个镜面组成。

通过调整一个镜面的位置，可以在干涉图样中观察到明暗条纹的变化，从而测量光的相位差。

Michelson干涉仪常被应用于光学测量、光学传感等领域。

2. 同轴干涉测量法：同轴干涉测量法是一种用来测量相位差的方法。

它使用同一个光源经过两个不同的光学路径，再经过一个透镜汇聚到一块探测面上。

当光波经过不同路径后重新在探测面上叠加，通过分析干涉条纹的变化，可以得到相位差的测量结果。

同轴干涉测量法被广泛应用于微观结构的测量与表征中。

光路校正是光子学技术中的一个关键环节。

在实际应用中，由于光传输路径的存在，光的波前会受到各种因素的影响而发生变形。

为了保证光子学系统的性能与精度，我们需要对光路进行校正。

1. 基础校准方法：基础校准方法包括对光源、分束器、透镜、反射镜等光学元件的校准。

检查光源的位置、光的出射强度及频率是否满足要求；检查分束器的透射率与反射率是否合适；校准透镜、反射镜的位置与角度等。

通过这些基础校准，可以确保光学元件正常工作，提供准确的光路。

2. 自适应光学方法：自适应光学是一种能够实时校正光传输路径中扰动的方法。

它利用了自适应光学系统的反馈机制，在光路中引入一个用于检测光波相位的传感器，根据传感器获得的数据，实时调整光学元件的形状与位置，从而消除光路中的扰动。

相位差法测量光速光速是物理学中最重要的基本常数之一，也是各种频率的电磁波在真空中的传播速度，许多物理概念和物理量都与它有密切的联系，光速值的精确测量将关系到许多物理量值精确度的提高，所以长期以来对光速的测量一直是物理学家十分重视的课题。

许多光速测量方法巧妙的构思、高超的实验设计一直在启迪着后人的物理学研究。

光的偏转和调制，则为光速测量开辟了新的前景，并已成为当代光通信和光计算机技术的课题。

【目的与要求】1.掌握相位法测量光的传播速度。

2.了解调制和差频技术。

3.熟悉和掌握数字存储示波器的使用。

【原理】采用频率为f 的正弦型调制波，调制波长为0.65μm 的载波的强度，调制波在传播过程中其位相是以2π为周期变化的，表达式为：00cos(2()xI I I f t cπ=∆⋅⋅-＋(1)如光接收器和发射器的距离为s ∆，则光的传播延时为s t c∆∆= ， 其中c 为光速。

在s∆的距离上产生的相位差为22t f t Tφππ∆∆⋅⋅∆=⋅＝。

被光电检测器接收后变为电信号，该电信号被滤除直流后可表示为：cos(2)U a f t πφ=⋅⋅⋅-∆(2)可得光速：2s c f πφ∆=⋅⋅∆ (3)如果光的调制频率非常高，在短的传播距离s ∆内也会产生大的相位差φ∆。

如果光的调制频率60.000MHz f =，当5m s ∆＝时，就会使光信号的相位移达到一个周期 2φπ∆＝。

然而高频信号的测量和显示是非常不方便的，普通的教学示波器不能用于高频信号的相位差测量。

设在接收端还有一个高频信号59.900MHz f '=作为参考信号，表示为：cos(2)U a f t π'''=⋅⋅⋅(4)将U 和U '相乘得到：可见经乘法器后将得到和频60.00059.900119.000MHz f f '+＋＝＝及差频160.00059.900100KHz f f f '=--＝＝的混合信号。

光速的测量作为最基本的物理量之一的光速进行精确测定，能证实光的电磁本性，而且光速的测定问题还与物理学、天文学以及许多技术科学有密切的联系。

目前对光速的测量已达到非常高的精度，致使国际计量局“米”定义委员会已建议将光速的不变值作为定义长度的一个基准。

光速首先是由丹麦天文学家罗默(R6mer)在1676年测定的。

其后许多科学家利用不同的天文学或实验室方法(母国光，1978)对光速进行了多次测量。

1975年第十五届国际计量大会确认的光 速值c ＝299792458土1．2m ／s 。

实验室中测光速一般有光脉冲测量法、相位法、驻波法和光的频率、波长直接测量方法等。

本实验介绍光拍频法。

一、实验目的：(1)理解光拍频法测量光拍的频率和波长，从而确定光速的实验原理。

(2)熟练掌握用光速测定仪测量光速的实验方法。

二、实验原理：1、光拍频法测量光波速度ｃ根据振动叠加原理，频差较小、速度相同的二列同向传播的简谐波叠加即形成拍。

设有振幅E 0相同，频率分别为ω1和ω2（频差Δω=ω1-ω2较小）的二光束：式中可k 1＝2π／λl ，是k 2＝2π／λ2为圆波数，φ1和φ2分别为两列波在坐标原点的初位相。

若这两列光波的偏振方向相同，则叠加后的总场为：上式是沿ｘ轴方向的前进波，其圆频率为（ω1+ω2)/2, 振幅为因为振幅以频率∆f ＝∆ω／2π周期性地变化，所以被称为拍频波，∆f 称为拍频。

图1所示为拍频波场在某一时刻t 的空间分布，振幅的空间分布周期就是拍频波长，以Λ表示。

图1拍频波场在某一时刻t 的空间分布用光电探测器接收光的拍频波，由于光频f o 高达1014Hz ，光振动的周期约为10-14s ，到目前为止，即使是最好的光电探测器，其响应时间τ也只能达到10—8s ，它远大于光波的周期。

因此，任何探测器所产生的光电流都只能是在响应时间г(1／f o <τ<l ／∆f)内的时间平均值：式中g 为探测器的光电转换常数。