词条 | 榭赫伦实验 |
释义 | 榭赫伦实验(英语:Schiehallion Experiement)是十八世纪一次测量地球平均密度的实验。实验资金由皇家学会提供,在1774年夏于苏格兰珀斯郡(今珀斯-金罗斯)的榭赫伦山附近进行。实验的主要用具是摆,由于附近的山对摆造成重力吸引,所以摆运动时近的一边会有微小的偏角,而实验所量度的正是这个偏角。经过对候选山头的初步调查,调查显示榭赫伦山是进行实验的理想地点,因为它拥有偏远的位置与近乎对称的山形。促成这次实验的一个原因是,勘测梅森-狄克森线(Mason-Dixon Line,美国宾夕法尼亚州、马利兰州、特拉华州与西维吉尼亚州间的一段边界)时所注意到的单向偏倚。 同样的实验之前曾被艾萨克·牛顿考虑过,他想用这个实验来展示他的万有引力定律,但最终被放弃。然而,以当时的皇家天文学家内维尔·马斯基林为首的一队科学家,认为这样的效应是可以测量的,并计划进行这一个实验。钟摆的偏角大小,取决于地球与山的相对密度和体积。如果可以确定榭赫伦山的密度,那么这个实验的结果就能确定地球的密度。知道了地球的密度,科学家们就估计出太阳系内各天体的密度近似值,这些天体包括其他行星、它们的卫星和太阳本身,之前所知道的,只是它们之间的相对比值。这个实验还有另一项贡献,为了简化勘测山的过程,实验者发明了等高线,现在制作地图还是会用到这项发明。 背景在对称的引力场中,摆在静止时会垂直向下。然而,如果旁边有足够大的质量(例如一座山),那么它的吸引力,应该会把摆的铅锤,向它那边拉过去,使得摆稍微偏离垂直。由某已知物体(例如恒星)所造成的铅垂线角度偏移,可以通过在山两边的各对点上,对摆进行仔细的测量得出。通过判定山的体积,及估算山石的平均密度,就能够独立地得出山的质量,再加上在那座山多处的偏角测量值,就能通过外推得出地球的平均密度,然后再使用平均密度来算出地球的质量。 艾萨克·牛顿在《自然哲学的数学原理》一书中,曾考虑过这个效应,但却悲观地认为,地球上任何山所造成的偏角都太小,测量不到[2]。他写道,引力效应只能在行星的大小尺度下才看得到。牛顿的悲观是没有根据的:虽然他的计算指出,偏角会小于2角分(对象是一座三英哩高的理想山),但是这个角度,尽管很小,还是在当时仪器的理论测量范围之内。 任何一个测试牛顿万有引力定律的实验都有两个作用:一、为该定律提供证据;二、为地球的质量与密度提供近似值。对于天文物体的质量,由于已知的只有各天体间的相对质量比,所以知道地球质量的大小,就能知道其他天体质量的合理数值,这些天体包括行星、它们的卫星,还有太阳。实验的数据也能用于计算万有引力常数G 的大小,但是这不是当时实验者的目标;而G 最早的参考数值,要再等几乎一百年,才出现在科学文献中。 寻找那座山1738年,钦博拉索山一对法国天文学家,皮埃尔·布格(Pierre Bouguer)和夏尔·玛丽·德·拉·孔达米纳(Charles Marie de La Contamine),是最早进行这项实验的人,他们在1738年的实验地为厄瓜多尔一的钦博拉索山,山高6,268米。他们的探险队,为了测量一度纬度内的子午线弧长,而在1738年离开了法国,前往赤道上的南美洲,但是他们却乘机进行了这项偏移实验。在1738年12月,在非常困难的地形和气候下,他们在海拔4,680米和4,340米的地方,进行了两次测量。布格在1749年的一份论文上说他们量度到8角秒的偏移,但是他却低估了这次结果的重要性,还说这项实验应该在条件较好英国或法国进行。他还补充说,这次实验最少证明了,地球不可能是空壳,而当时就有思想家认为地球可能是空的,当中包括了爱德蒙·哈雷。 1774年,榭赫伦山当时的皇家天文学家,内维尔·马斯基林(Nevil Maskelyne)于1772年向皇家学会提出,应该再多进行一次这项实验。他说这实验会“为进行它的国家带来荣耀”,还提出两处适合的实验地:约克郡的浑塞德峰(Whernside),及坎伯兰的布伦卡思拉-斯克道(Blencathra-Skiddaw)古地块。皇家学会组成了引力委员会,来考虑这件事,委员包括马斯基林、约瑟夫·班克斯(Joseph Banks)和本杰明·富兰克林。委员会派遣天文学家兼测量学家查理斯·梅森(Charles Mason)二,去找一座适合的山。 经过1773年夏季的漫长搜寻后,梅森回报说最佳的候选地是榭赫伦山(Schiehallion,当时写法为Schehallien),它位处苏格兰高地的中央,在泰湖(Loch Tay)与兰洛湖(Loch Rannoch)之间,山高1,083米。山的耸立之处看起来像被其他山孤立,附近的山离它都不太近,这样它们对实验的引力影响会较低,加上榭赫伦山的山脊东西对称,这样会简化计算。它陡峭的南北山脊离山的重心很近,这样会使偏移最大化。 然而,梅森拒绝以每天一坚尼的工资,自己执行是次实验 。于是这个任务就落在马斯基林的手中,因此他被批准暂时卸下皇家天文学家的职务。为了执行这次任务,他有两名副手,数学家兼测量学家查理斯·赫顿(Charles Hutton),和任职于皇家格林尼治天文台的数学家鲁宾·巴罗(Reuben Burrow)。另外还雇有一队劳工,负责兴建天文学家的观测站,和协助勘测。科学队伍的配备齐全且精良:包括30厘米的黄铜象限仪,1769年库克船长出航观测金星凌日时就有带它;3米长的天顶仪,还有一座准确的摆钟,用于为天文观测所需的时间测定。为了勘测山体,他们还取得了经纬仪、甘特链和一对气压计,用于量度海拔。而且当时,皇家学会能够为实验提供丰厚的拨款,因为英皇将之前考察金星凌日的拨款余额,交付了给学会。 测量天文为了这项实验,团队在山的南北麓各兴建了一所观测站,还兴建了一座简陋的小屋,作装备储藏及科学家住宿之用三。而大部份劳工则住在用帆布搭建的帐篷中。最早进行的是马斯基林的天文测量。为了实验,他必须测定出铅垂的天顶距离,这个测量需要利用天上的一组星,而在量度时星必须通过正南线。由于起雾和下雨的关系,所以天气状况并不理想。然而,马斯基林还是在南观测站,成功向某方向的34颗星作了76次测量,还有向另一方向的39颗星作了93次。之后,他到了北观测站,再向一组32颗星作了68次测量,又向另一组37颗星作了100次。他在测量时把天顶仪的平面朝向东方,然后转往西方再测量,这样他成功地避开了仪器小口径化所带来的系统误差。 为了判定山所造成的偏移,有必要考虑地球表面的弯曲:当纬度不同时,当地的观测者会发现天顶的位置不同,其偏移角度与纬度变化的度数一致。另外观测时还会遇上各种不同的效应,例如进动、光行差和章动,在考虑过这些效应之后,马斯基林指出,榭赫伦山南与山北的可见天顶,两者间的偏角为54.6角秒[6]。之后,勘测队伍交上了他们对南北观测站纬度差的结果,为42.94",于是马斯基林把这个数值和他的天顶偏角值相减,再将数值按他的测量准确度整数化,他宣布南北两地的铅垂偏角和为11.6"。 马斯基林将他的初步结果发表于1775年的《自然科学会报》,当中他用了初测时的山形数据,以及用这组数据推算出的重心位置。根据这组数据,马斯基林认为,假如榭赫伦山的平均密度与地球一様,那么铅垂偏角应为20.9"[3][13]。由于实验结果约为上述角度的一半,所以马斯基林能初步宣布,地球的平均密度约为榭赫伦山的两倍。更准确的结果,需要等到勘测过程完工后才会有。 马斯基林还乘机指出,榭赫伦山表现出引力,因此所有山都有引力;而且牛顿的引力反平方定律也被确认了。皇家学会对马斯基林的研究表示欣赏,并将1775年的科普利奖章授予马斯基林;传记家亚历山大·查尔摩斯(Alexander Chalmers)写道:“如果还有任何对牛顿系统真实性的怀疑,那么它们现在全部都被移除了。” 勘测勘测队伍的工作进度,被持续恶劣的天气大幅延误,直至1776年才完成勘测。为找出山的体积,计算时需要把山分成一组垂直的柱体,然后计算每一个柱体的体积。三角测量的工作由赫顿负责,这是一项工作量很大的测量:勘测员需要在山的周围,超过一千个点上,一共量出数以千计的方位角。此外,计算用柱体的顶点,并不一定会便利地落在勘测的高度上。为了理解全部数据,他决定使用内插法,在各测量值间放置一系列的线,线之间的高度差固定,线上的点都位于等高的位置。这样做的话,他不但可以简单地判定柱体的高度,而且能从线的回旋度立刻得知地形的形式。赫顿发明了等高线,从那时起这项发明就广泛应用于地形图的绘制。 太阳 1,100 1,408 水星 9,200 5,427 金星 5,800 5,204 地球 4,500 5,515 月球 3,100 3,340 火星 3,300 3,934 木星 1,100 1,326 土星 410 687赫顿必须计算出众多格子上每一个柱体所造成的个别引力作用,这项计算的工作量,跟勘测本身相差无几。在测量完成后,这项工作再花了他两年的时间,才能发表实验结果,最后他在1778年向皇家学会提交了一份一百页的报告论文。假设地球与榭赫伦山的平均密度一致,他发现地球对铅锤的吸引力,比在南北观测站所得的吸引力和,要大9,933倍。在考虑过纬度对地球引力的影响后,实际的摆偏角11.6"对应的比值为17,804:1 ,由于摆偏角的值为实验值,所以赫顿能够写下,地球的密度值为榭赫伦山的17804/9933倍,或约9/5倍。因此漫长的勘测过程,并没有太大地影响马斯基林的计算结果。赫顿取榭赫伦山的密度值为2,500 kg·m,并宣布地球的密度值为它的9/5 倍,即4,500 kg·m。对比现在所采纳的数值,5,515 kg·m,当时地球密度值的误差小于20%。 由于地球的平均密度,比表面的石块的密度要大得多,因此这很自然地意味着,地球的内部埋藏着密度更高的材质。赫顿正确地推测出,核心物质很有可能是金属,密度值为10,000 kg·m。他估算出这金属部份,大概占地球直径的65%。有了地球平均密度的数值,再加上杰罗姆·拉朗德的行星天文表,赫顿能够计算出太阳系内各天体的密度值(见右表),而在这之前,有的只是各天体密度间的相对比值。 |
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