마이컬슨-몰리 실험

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v t

마이컬슨-몰리 실험은 광파의 매개체로 생각되는 매개체 침투 공간인 ^{[A 1]}지구와 발광 에테르의 상대 운동을 측정하기 위한 시도였습니다. 이 실험은 1887년 4월에서 7월 사이에 미국 물리학자 알버트 A에 의해 수행되었습니다. 현재 오하이오주 클리블랜드에 있는 케이스 웨스턴 리저브 대학의 마이컬슨과 에드워드 W. 몰리는 같은 해 11월에 출판되었습니다.^[1]

이 실험은 빛을 내는 에테르("에테르 바람")를 통해 물질의 상대적인 움직임을 감지하기 위해 수직 방향의 빛의 속도를 비교했습니다. 그 결과 마이컬슨과 몰리는 추정된 에테르를 통과하는 빛의 속도와 직각에서의 속도 사이에 큰 차이를 발견하지 못했다는 점에서 부정적이었습니다. 이 결과는 일반적으로 일부 에테르 이론에 대한 최초의 강력한 증거로 간주될 뿐만 아니라 결국 에테르에 대한 운동을 배제하는 특수 상대성 이론으로 이어진 연구 라인을 시작한 것으로 간주됩니다.^{[A 2]} 이 실험에 대해 알버트 아인슈타인은 "마이클슨-몰리 실험이 우리를 심각한 당혹감에 빠뜨리지 않았다면, 아무도 상대성 이론을 (반쪽의) 구원으로 간주하지 않았을 것입니다"^{[A 3]: 219} 라고 썼습니다.

마이컬슨-몰리 유형의 실험은 꾸준히 증가하는 민감도와 함께 여러 번 반복되었습니다. 여기에는 1902년부터 1905년까지의 실험과 1920년대의 일련의 실험이 포함됩니다. 보다 최근인 2009년에는 광학 공명기 실험을 통해⁻¹⁷ 10단계에서 에테르 바람이 전혀 없음을 확인했습니다.^[2][3] Ives-Stilwell and Kennedy와 함께–손다이크 실험, 마이컬슨-몰리 유형의 실험은 특수 상대성 이론의 기본적인 테스트 중 하나를 형성합니다.^{[A 4]}

에테르 검출

19세기의 물리학 이론은 지표면의 물파가 (이 경우 물을) 가로질러 이동하기 위해서는 지지 물질, 즉 "매개체"가 있어야 하고, 들을 수 있는 소리는 파동 운동을 전달하기 위한 매개체(공기나 물과 같은)가 필요하므로, 빛은 파동 운동을 전달하기 위한 매개체인 "발광 에테르"도 필요하다고 가정했습니다. 빛은 진공을 통과할 수 있기 때문에 진공이라도 에테르로 채워야 한다고 가정했습니다. 빛의 속도가 매우 빠르고, 물질체가 에테르를 뚜렷한 마찰이나 항력 없이 통과하기 때문에 매우 특이한 성질의 조합을 갖는 것으로 추정되었습니다. 이러한 특성을 조사하기 위한 실험을 설계하는 것은 19세기 물리학의 최우선 과제였습니다.^{[A 5]: 411ff}

지구는 약 30 km/s (18.64 mi/s), 즉 108,000 km/h (67,000 mph)의 속도로 태양 주위를 돈다. 지구가 움직이고 있기 때문에, 두 가지 주요 가능성이 고려되었습니다: (1) 에테르는 고정되어 있고 지구에 의해 부분적으로만 끌려갑니다 (1818년 오거스틴-장 프레넬이 제안함) 또는 (2) 에테르는 지구에 의해 완전히 끌려가고 따라서 지구 표면에서 운동을 공유합니다 (1844년 1대 남작 조지 스톡스 경이 제안함).^{[A 6]} 또한 제임스 클러크 맥스웰(James Clerk Maxwell, 1865)은 빛의 전자기적 성질을 인식하고 현재 맥스웰 방정식이라고 불리는 것을 개발했지만, 이 방정식들은 여전히 운동 상태를 알 수 없는 에테르를 통한 파동의 운동을 설명하는 것으로 해석되었습니다. 결국 프레넬의 (거의) 정지된 에테르라는 아이디어는 피조 실험(1851)과 별빛의 수차에 의해 확인된 것처럼 보였기 때문에 선호되었습니다.^{[A 6]}

정지 상태와 부분적으로 끌린 에테르 가설에 따르면, 지구와 에테르는 상대 운동 상태에 있으며, 이는 소위 "에테르 바람"(그림 2)이 존재해야 함을 암시합니다. 이론적으로는 지구의 운동이 한 순간에 에테르의 운동과 일치하는 것은 가능하겠지만, 운동의 방향과 속도의 차이 때문에 지구가 에테르에 대해 항상 정지 상태를 유지하는 것은 불가능했습니다. 지구 표면의 어느 특정 지점에서 바람의 크기와 방향은 하루와 계절에 따라 달라집니다. 서로 다른 시간에 다른 방향으로 빛이 돌아오는 속도를 분석함으로써 에테르에 대한 지구의 움직임을 측정할 수 있을 것으로 생각되었습니다. 태양 주위를 도는 궤도에 있는 지구의 속도가 광속의 100분의 1 정도라는 점을 감안할 때, 측정된 빛의 속도에서 예상되는 상대적인 차이는 상당히 작았습니다.^{[A 5]: 417ff}

19세기 중반에는 1차적인 에테르 바람 효과, 즉 v/c에 비례하는 효과(v는 지구의 속도, c는 빛의 속도)의 측정이 가능할 것으로 생각되었지만 필요한 정확도로 빛의 속도를 직접 측정하는 것은 불가능했습니다. 예를 들어, 피조 휠은 빛의 속도를 약 5%의 정확도까지 측정할 수 있었는데, 이는 빛의 속도가 1차 0.01% 변화하는 것을 직접 측정하기에는 상당히 부족했습니다. 따라서 많은 물리학자들은 간접적인 1차 효과를 빛의 속도 자체가 아니라 빛의 속도의 변화로 측정하려고 시도했습니다(1차 에테르 드리프트 실험 참조). 예를 들어, Hoek 실험은 정지해 있는 물을 통해 반대로 전파되는 광파의 속도 차이로 인한 간섭계 프린지 시프트를 감지하기 위한 것이었습니다. 그런 실험의 결과는 모두 부정적이었습니다.^{[A 7]} 이것은 프레넬의 끌림 계수를 사용하여 설명할 수 있으며, 이에 따라 에테르와 빛은 움직이는 물질에 의해 부분적으로 끌립니다. 부분적인 에테르 드래그는 빛의 속도에서 1차 변화를 측정하려는 시도를 방해합니다. Maxwell(1878)이 지적한 바와 같이, 2차 효과를 측정할 수 있는 실험적 배열만이 에테르 드리프트, 즉 v²/c에² 비례하는 효과를 감지할 수 있는 희망을 가질 수 있습니다.^{[A 8][A 9]} 그러나 기존의 실험 설정은 그 크기의 효과를 측정할 만큼 충분히 민감하지 않았습니다.

1881년과 1887년의 실험

마이컬슨 실험 (1881)

마이컬슨은 에테르의 흐름을 감지하기에 충분히 정확한 장치를 구성하는 방법에 대한 해결책을 가지고 있었습니다. 1877년, 그의 모교인 아나폴리스에 있는 미 해군 사관학교에서 가르치는 동안, 마이컬슨은 교실 시연의 일환으로 처음으로 알려진 광속 실험을 했습니다. 1881년, 그는 독일에 있는 동안 현역 미 해군 복무를 떠났습니다. 그 해 마이컬슨은 시제품 실험 장치를 사용하여 몇 가지 측정을 더 했습니다.

나중에 마이컬슨 간섭계로 알려진 그가 고안한 장치는 나트륨 불꽃에서 나오는 노란색 빛, 즉 흰색 빛을 반은 거울을 통해 서로 수직으로 이동하는 두 개의 광선으로 나누는데 사용되었습니다. 스플리터를 떠난 후, 광선들은 긴 팔 끝으로 이동했고, 그곳에서 작은 거울에 의해 가운데로 반사되었습니다. 그런 다음 접안렌즈에서 스플리터의 먼 쪽에 재결합하여 가로 방향 변위는 빛이 세로 대 가로 방향 팔을 통과하는 데 걸리는 상대적인 시간에 따라 달라지는 건설적이고 파괴적인 간섭 패턴을 생성했습니다. 지구가 에테르 매질을 통해 이동하는 경우, 에테르의 흐름과 평행하게 이동하는 광선은 에테르에 수직으로 이동하는 광선보다 앞뒤로 반사하는 데 더 오래 걸릴 것입니다. 왜냐하면 에테르 바람을 거슬러 이동하는 것으로부터 경과된 시간의 증가는 에테르 바람과 함께 이동하는 것으로 절약되는 시간보다 더 많기 때문입니다. 마이컬슨은 지구의 움직임이 0.04개의 테두리(fringe shift), 즉 같은 세기의 영역 간의 분리를 생성할 것으로 예상했습니다. 그는 예상된 이동을 관찰하지 못했고, 그가 측정한 가장 큰 평균 편차는 0.018 프린지였고, 그의 측정값은 대부분 훨씬 적었습니다. 그의 결론은 부분적인 에테르 끌기가 있는 고정된 에테르에 대한 프레넬의 가설은 기각되어야 할 것이라는 것이었고, 따라서 그는 완전한 에테르 끌기에 대한 스톡스의 가설을 확인했습니다.^[4]

그러나 알프레드 포티에(Alfred Potier) (그리고 후에 헨드릭 로렌츠)는 마이컬슨에게 계산의 오류를 범했으며, 예상되는 프린지 시프트는 단지 0.02 프린지였다고 지적했습니다. 마이컬슨의 장치는 에테르 바람에 대해 결정적인 어떤 것도 말하기에는 너무 큰 실험 오차를 받았습니다. 에테르 바람을 최종적으로 측정하려면 원래보다 더 높은 정확도와 더 나은 제어를 가진 실험이 필요합니다. 그럼에도 불구하고 시제품은 기본적인 방법이 가능하다는 것을 입증하는 데 성공했습니다.^{[A 6][A 10]}

마이컬슨-몰리 실험(1887)

1885년 마이컬슨은 에드워드 몰리와 공동 연구를 시작하여 1851년 피조의 프레넬 항력계수 실험을 보다 정확하게 확인하고 ^[5]마이컬슨의 1881년 실험을 개선하고 ^[1]빛의 파장을 길이의 표준으로 확립하기 위해 상당한 시간과 비용을 들였습니다.^[6][7] 이때 마이컬슨은 케이스 스쿨 오브 응용 과학의 물리학 교수였고, 몰리는 클리블랜드 동쪽 끝에 있는 케이스 스쿨과 캠퍼스를 공유한 웨스턴 리저브 대학교(WRU)의 화학 교수였습니다. 마이컬슨은 1885년 9월 정신 건강의 위기를 겪었고, 1885년 10월에 회복되었습니다. 몰리는 이 실패를 실험 준비 과정에서 마이컬슨의 집중적인 작업 때문이라고 설명했습니다. 1886년 마이컬슨과 몰리는 프레넬의 항력 계수를 성공적으로 확인했고, 이 결과는 고정된 에테르 개념의 확인으로도 간주되었습니다.^{[A 2]}

이 결과는 그들이 에테르 바람을 찾을 수 있다는 희망을 강화시켰습니다. 마이컬슨과 몰리는 이 가상의 효과를 감지하기에 충분한 정확도 이상의 향상된 버전의 마이컬슨 실험을 만들었습니다. 이 실험은 1887년 4월부터 7월까지 WRU의 아델베르트 기숙사(이후 1962년에 철거된 피어스 홀로 개명) 지하에서 여러 기간 동안 집중적인 관찰을 통해 수행되었습니다.^{[A 11][A 12]}

그림 5와 같이 빛은 간섭계의 팔을 따라 앞뒤로 반복 반사되어 경로 길이가 11 m(36 ft)로 증가했습니다. 이 길이에서 드리프트는 약 0.4 프린지입니다. 이를 쉽게 감지할 수 있도록 무거운 돌 기숙사 지하의 밀폐된 방에서 장치를 조립하여 열과 진동 효과를 대부분 제거했습니다. 약 1피트 두께와 5피트(1.5m) 정사각형의 큰 사암 덩어리 위에 장치를 건설하여 진동을 더욱 줄였습니다. 그들은 약 0.01 프린지의 효과를 감지할 수 있을 것으로 추정했습니다.

마이컬슨과 몰리 그리고 다른 초기 실험가들은 간섭계 기술을 사용하여 조명 에테르의 특성을 측정하려고 시도했는데, 단색광은 (부분적으로) 처음 장비를 설치할 때만 사용되었고, 항상 실제 측정을 위해 백색광으로 전환되었습니다. 그 이유는 측정값이 시각적으로 기록되었기 때문입니다. 순수한 단색광은 균일한 프린지 패턴을 만듭니다. 현대적인 환경 온도 조절 수단이 부족한 실험가들은 간섭계를 지하실에 설치했을 때도 계속되는 가장자리 드리프트에 어려움을 겪었습니다. 지나가는 말 교통, 먼 뇌우 등에 의해 발생하는 진동으로 인해 가장자리가 때때로 사라지기 때문에 관찰자는 가장자리가 시야에 돌아왔을 때 쉽게 "길을 잃을" 수 있었습니다. 백색광의 장점은 독특한 색의 프린지 패턴을 만들어냈는데, 간섭성이 낮은 길이 때문에 장치를 정렬하는 데 어려움을 훨씬 능가했습니다. 데이턴 밀러(Dayton Miller)는 "흰 빛의 무늬는 모든 판독값에 영구적인 제로 참조 표시를 형성하는 중앙에 선명하게 정의된 검은색 테두리가 있는 작은 그룹으로 구성되어 있기 때문에 관찰을 위해 선택되었습니다."^{[A 13][note 3]}라고 썼습니다. 연구자들은 초기 정렬 중 부분 단색광(노란색 나트륨광)을 사용하여 백색광으로 전환하기 전에 동일한 경로 길이의 위치를 다소 쉽게 찾을 수 있었습니다.^{[note 4]}

수은 수조는 장치가 마찰이 거의 없는 상태에서 회전할 수 있도록 하여, 일단 사암 블록을 한 번 누르면 "에테르 바람"에 대한 가능한 각도의 전체 범위를 통해 천천히 회전하는 반면, 접안렌즈를 통해 측정값이 계속 관찰되었습니다. 에테르 드리프트의 가설은 다른 팔이 바람에 수직으로 회전하는 동시에 한쪽 팔이 바람의 방향으로 변할 수밖에 없기 때문에 몇 분 동안이라도 효과가 두드러져야 한다는 것을 의미합니다.

그 효과는 장치의 회전당 두 개의 피크와 두 개의 트로프를 갖는 사인파로 그래프화될 수 있을 것이라고 예상했습니다. 이 결과는 각 암이 완전히 회전할 때마다 바람과 두 번 평행하고(바람을 마주하고 바람으로부터 멀어지는 방향으로 동일한 측정값을 제공하기 때문에) 바람과 두 번 수직이기 때문에 예상할 수 있었습니다. 또한 지구의 자전으로 인해 바람은 하루 동안 방향과 크기의 주기적인 변화를 보일 것으로 예상됩니다.

태양 주위를 도는 지구의 움직임 때문에, 측정된 데이터는 또한 연간 변화를 나타낼 것으로 예상되었습니다.

가장 유명한 "실패" 실험

이 모든 생각과 준비 끝에 실험은 역사상 가장 유명한 실패 실험으로 불리게 되었습니다.^{[A 1]} American Journal of Science에 실린 Michelson과 Morley의 기사는 에테르의 특성에 대한 통찰력을 제공하는 대신 측정값이 예상 변위의 40분의 1 정도로 작다고 보고했습니다(그림 7). 그러나 "변위는 속도의 제곱에 비례하기 때문에" 그들은 측정된 속도가 지구가 궤도에서 운동할 때 예상되는 속도의 "1/6 미만"이고 "확실히 1/4 미만"이라고 결론지었습니다.^[1] 이 작은 "속도"가 측정되었지만, 에테르에 대한 속도의 증거로 사용되기에는 너무 작다고 여겨졌고, 실제로 속도가 0이 될 수 있는 실험 오차 범위 내에 있는 것으로 이해되었습니다.^{[A 2]} 예를 들어, 마이컬슨은 1887년 8월 레일리 경에게 보낸 편지에서 "분명히 부정적인 결과"에 대해 다음과 같이 썼습니다.^{[A 14]}

지구와 에테르의 상대 운동에 대한 실험이 완료되었고 그 결과는 확실히 부정적입니다. 0에서 간섭 무늬의 예상 편차는 가장자리의 0.40이어야 합니다. 최대 변위는 0.02이고 평균은 0.01보다 훨씬 작아야 합니다. 그러면 적절한 위치에 있지 않습니다. 변위는 상대 속도의 제곱에 비례하기 때문에 에테르가 상대 속도를 통과하면 지구 속도의 1/6 미만이 됩니다.

— Albert Abraham Michelson, 1887

당시 현재의 에테르 모델의 입장에서는 실험 결과가 상반되었습니다. 피조 실험과 마이컬슨과 몰리의 1886년 반복은 부분적인 에테르 끌기로 고정된 에테르를 확인하고 완전한 에테르 끌기를 반박했습니다. 반면에 훨씬 더 정밀한 마이컬슨-몰리 실험(1887)은 완전한 에테르 끌기를 확인하고 고정된 에테르를 반박했습니다.^{[A 6]} 또한 마이컬슨-몰리 귀무 결과는 다른 종류의 다른 2차 실험, 즉 트라웃-노블 실험(1903)과 레일리와 브레이스 실험(1902-1904)의 귀무 결과에 의해 더욱 입증되었습니다. 이러한 문제들과 그 해결책들은 로렌츠 변환과 특수 상대성 이론의 발전으로 이어졌습니다.

실패한 실험 후 마이컬슨과 몰리는 에테르 드리프트 측정을 중단하고 새로 개발된 기술을 사용하여 빛의 파장을 길이의 표준으로 확립하기 시작했습니다.^[6][7]

광경로 분석 및 결과

에테르에서 휴식하는 관찰자

세로 방향의 빔 이동 시간은 다음과 같이 유도할 수 있습니다.^{[A 15]} 빛은 소스에서 보내지며 에테르에서$$ 빛 $c$ ${\textstyle$ c$}$의 속도로 전파됩니다. $원점$ T = ${\$textstyle T = 0}에서 반은거울을 통과합니다. 반사 거울은 거리 $L$ ${\textstyle L}($간섭계 팔의 길이)에서 그 순간에 있고 $속도$v {\$textstyle$ v$}$로 움직이고 있습니다$.$ $시간{}_{}$ ${T1\mathrm{}}_{}$ ${\$에 빔이 미러에 닿아$$ 거리 $c$ ${T1\mathrm{}}_{}$ ${\$을 이동합니다$.$ 이때 미러는 거리 $v$ ${T1\mathrm{}}_{}$ ${\$을 이동했습니다$.$ $따라서$ c ${}_{}$ $1_{}$ = L$$+ v$$ 1 $textstyle$ cT_${1$} = L+$vT_${1}}, 결과적으로 이동 시간 T 1 = L / (c - v ) {\textstyle T_{1} = L / (c - v )}. $v$ ${\textstyle v}$의 부호가 반대로 되어 $c$ ${T2}_{}$ = $L$- $v$T2 $textstyle$ cT_${2$} = L - v T_{2}} 및 T2 = L / (c + v ) {\textstyle T_{2} = L / (c+v)}가 발생하는 경우에도 동일한 고려 사항이 적용됩니다. 총 이동 시간 $T$ ℓ ${}_{}$= $T_{}$ 1$$+ T 2 {\textstyle T_{\ell} = T_{1} + T_{2}}는 다음과 같습니다.

${\displaystyle T_{\ell }={\frac {L}{c-v}}+{\frac {L}{c+v}}={\frac {2L}{c}}{\frac {1}{1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}\approx {\frac {2L}{c}}\left(1+{\frac {v^{2}}{c^{2}}}\right)}$

마이컬슨은 1881년에 이 표현을 정확하게 얻었지만, 가로방향으로 그는 잘못된 표현을 얻었습니다.

${\displaystyle T_{t}={\frac {2L}{c}},}$

그는 에테르의 나머지 틀에서 길의 길이가 늘어나는 것을 간과했기 때문입니다. 이것은 알프레드 포티에(Alfred Potier)와 헨드릭 로렌츠(Hendrik Lorentz)에 의해 수정되었습니다. 가로 방향의 유도는 다음과 같이 나타낼 수 있습니다(빛 시계를 사용한 시간 확장의 유도와 유사합니다). 빔은 빛 $c$ ${\textstyle c}$의 속도로 전파되어$$ 시간 ${T3\mathrm{}}_{}$ ${\$에 거울에$$닿으며 $거리$ C ${T3\mathrm{}}_{}$ ${\$를 이동합니다$.$ 동시에 거울은 거리 V ${T3\mathrm{}}_{}$ ${\$를 x 방향으로$$ 이동했습니다. 따라서 거울을 맞추기 위해 빔의 이동 $경로$는 y 방향으로 $L$ ${\textstyle$ L$},$ x 방향으로$$ ${vT\mathrm{}}_{}$ 3 ${\$입니다. 이 경사 이동 경로는 간섭계 휴식 프레임에서 에테르 휴식 프레임으로의 변환을 따릅니다. 따라서 피타고라스 정리는 $L\sqrt{{}^{}}$ 2 + ($\sqrt{{{}_{}}^{}}$ $\sqrt{{T\mathrm{}}^{}{{}_{}}^{\mathrm{}}{}^{}{}^{}}$2 ${\$의 실제 빔 이동 거리를 제공합니다$.$ $따라서$ c $T_{}$ 3 = $\sqrt{L^{}}$ $2\sqrt{{}^{}}$+$$(v T $3_{}$ ) 2 $textstyle$ cT_${3$} = {\$sqrt${L^{2}+\left(vT_{3}\right)^{$2}}},$ 결과적으로 이동 시간 T 3 = L / c 2 - v 2 {\textstyle T_{3} = L/{\sqrt {c^{2}-v^{2}}}, 즉 후진 여정에서도 동일합니다. $총$ 이동 시간 $T$ $t_{}$ = $2$ T $3_{}${\textstyle T_{t} = 2$T_$${3}}:$

${\displaystyle T_{t}={\frac {2L}{\sqrt {c^{2}-v^{2}}}}={\frac {2L}{c}}{\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}}\approx {\frac {2L}{c}}\left(1+{\frac {v^{2}}{2c^{2}}}\right)}$

$T$ℓ {\displaystyle$$T_{\$ell$}}와$T$ {\$displaystyle$T_{t}}의 시차는 다음과 같습니다.

${\displaystyle T_{\ell }-T_{t}={\frac {2L}{c}}\left({\frac {1}{1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}-{\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}}\right)}$

경로 차이를 찾으려면 $c{\displaystyle }$ ${\displaystyle c}$를 곱하기만 하면 됩니다$.$

${\displaystyle \Delta {\lambda }_{1}=2L\left({\frac {1}{1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}-{\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}}\right)}$

빔이 몇 $$의$파장($λ$${\displaystyle \lambda})만큼 위상을 벗어났기 때문에 경로 차이는$$δ λ${\displaystyle$ \lambda}로 표시됩니다. 이를 시각화하려면 종방향 및 횡방향 평면을 따라 두 빔 경로를 선택하여 똑바로 눕히는 것을 고려합니다(이 애니메이션은 11:00분 기계 우주, 41화에^[8] 나와 있습니다). 한 경로는 다른 경로보다 길며, 이 거리는$$δ λ${\displaystyle$ \Delta \lambda }입니다. 또는 광속 공식 C δ T = δ λ {\displaystyle c{\Delta }T =\Delta \lambda }의 재배열을 고려해 보십시오.

v / ${\displaystyle$ {v$^{2}}/{c^{2}}<1} 관계$가 참이면(에테르의 속도가 빛의 속도에 비해 작으면) 1차 이항 전개를 사용하여 표현을 단순화할 수 있습니다.

${\displaystyle (1-x)^{n}\approx {1-nx}}$

따라서 위와 같은 내용을 권력의 측면에서 다시 쓰는 것,

${\displaystyle \Delta {\lambda }_{1}=2L\left(\left({1-{\frac {v^{2}}}{c^{2}}}\right)^{-1}-\left(1-{\frac {v^{2}}}{c^{2}}\right)^{-1/2}\right)}$

이항 단순화 적용;^[9]

${\displaystyle \Delta {\lambda }_{1}=2L\left((1+{\frac {v^{2}}{c^{2}}})-(1+{\frac {v^{2}}{2c^{2}}})\right)={2L}{\frac {v^{2}}{2c^{2}}}}$

그러므로,

${\displaystyle \Delta {\lambda }_{1}={L}{\frac {v^{2}}{c^{2}}}$

이 유도를 통해 에테르 바람이 경로차로 나타남을 알 수 있습니다. 간섭계가 에테르 바람과 정렬하거나 수직일 때만 경로 차이가 0이고 45° 각도일 때 최대가 됩니다. 경로 차이는 에테르 바람의 각도와 속도에 따라 파장의 모든 부분이 될 수 있습니다.

에테르의 존재를 증명하기 위해 마이클슨과 몰리는 "프린지 시프트"를 찾으려고 했습니다. 아이디어는 간단했습니다. 두 빔이 역할을 주고받았기 때문에 간섭 패턴의 가장자리가 90° 회전할 때 이동해야 합니다. 프린지 시프트를 찾으려면 첫 번째 방향의 경로 차이를 두 번째 방향의 경로 차이로 뺀 다음 빛의 파장,$$λ $\{\backslash$displaystyle$$\lambda},

${\displaystyle n={\frac {\Delta \lambda _{1}-\Delta \lambda _{2}}{\lambda }}\approx {\frac {2Lv^{2}}{\lambda c^{2}}}$

파장의 일부인$$δ λ${\displaystyle$ \$delta$ \lambda}와 단일 파장인 λ {\displaystyle \lambda}의 차이에 주목합니다. 이 관계에서 알 수 있듯이, 프린지 쉬프트 n은 단위가 없는 수량입니다.

L ≈ 11m, λ ≈ 500나노미터이기 때문에 예상되는 프린지 시프트는 n ≈ 0.44였습니다. 부정적인 결과로 마이컬슨은 측정 가능한 에테르 드리프트가 없다는 결론에 도달했습니다.^[1] 그러나 개인적인 차원에서 이를 받아들이지 않았고, 부정적인 결과는 평생 그를 괴롭혔습니다(출처; 기계^[8] 우주 41화).

간섭계와 함께 이동하는 관측자

간섭계와 함께 움직이는 관찰자의 관점에서 동일한 상황이 설명된다면, 에테르 바람의 효과는 속도 $v$ ${\textstyle$ v$}$로 흐르는 강에 대해$$ 속도 $c$ ${\textstyle c}$로 움직이려는 수영자가 경험하는 효과와 유사합니다$.$^{[A 17]}

종방향으로 수영하는 사람은 먼저 $\mathrm{상류}$로 이동하므로 $c$- v ${\textstyle c-v}$로 흐르는 강물로 인해 속도가 감소합니다$.$ 하류로 돌아가는 길에 속도는 $c$+ $v$ ${\textstyle$ c$+v}$로 증가합니다$.$ 이는 위에서 언급한 바와$$ 같이 빔 이동 시간 ${T1\mathrm{}}_{}$ ${\$ 및$$ ${T2\mathrm{}}_{}$ ${\$를 제공합니다.

횡단 방향에서 수영 선수는 정확한 횡단 방향을 유지하고 정확한 위치에서 강 반대편에 도달하기 위해 흐름 방향에 대해 특정 각도로 이동하여 강 흐름을 보상해야 합니다. 이것은 그의 속도를 $c\sqrt{{}^{}}$ $\sqrt{{2\mathrm{}}^{}}$- $\sqrt{{v\mathrm{}}^{}}$ 2 ${\$로 감소시키고$,$ 위에서 언급한 대로$$ 빔 이동 시간 ${T\mathrm{}}_{}$ 3 ${\$을 제공합니다.

거울반사

고전적인 분석은 마이컬슨과 몰리의 장치에서 쉽게 측정할 수 있어야 했던 종보와 횡보 사이의 상대적인 위상 이동을 예측했습니다. (측정 수단이 없었기 때문에) 자주 인정되지 않는 것은 가상의 에테르를 통과하는 운동으로 인해 두 광선이 간섭계에서 약 10명의⁻⁸ 라디안에 의해 떠오르면서 발산했어야 한다는 것입니다.^{[A 18]}

작동 중인 장치의 경우, 고전적인 분석에서는 종보와 횡보가 장치에서 정확히 중첩되어 나오려면 빔 분할 거울이 정확한 45°에서 약간 상쇄되어야 합니다. 상대론적 분석에서 두 빔의 각도 불일치를 보상하는 데 필요한 양만큼 빔 분할기의 로렌츠 수축은 빔이 더 수직이 되도록 합니다.^{[A 18]}

길이 수축과 로런츠 변환

마이컬슨과 몰리 실험의 귀무 결과를 설명하기 위한 첫 단계는 지금은 단순히 길이 수축 또는 로렌츠 수축이라고 불리는 피츠제럴드-로렌츠 수축 가설에서 발견되었으며, 이 가설은 조지 피츠제럴드(1889)가 마이컬슨-몰리 논문을 발표한 같은 저널에 보낸 편지에서 처음 제안되었습니다. 명백한 모순을 "조정할 수 있는 거의 유일한 가설"로서 말입니다. 그것은 또한 헨드릭 로렌츠(Hendrik Lorentz, 1892)에 의해 독립적으로 제안되었습니다.^{[A 19]} 이 법칙에 따르면 모든 물체는 $L$/$$γ ${\textstyle$ L$$/\gamma }에 의해 운동선을 따라 물리적으로 수축합니다$\sqrt{(}$origin적으로 $에테르$에 대해 상대적이라고 생각됨). γ = 1$$/ 1 - v 2 / c 2 {\textstyle \ gamma = 1 / {\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}는 로렌츠 인자입니다. 이 가설은 올리버 헤비사이드가 1888년 정전기장이 운동선에서 수축하고 있다는 사실을 발견한 데서 일부 동기를 부여했습니다. 그러나 당시에는 물질의 결합력이 전기적 기원이라고 가정할 이유가 없었기 때문에 에테르에 대해 운동하는 물질의 길이 수축은 임시 가설로 간주되었습니다.^{[A 10]}

$T$ℓ {\$textstyle$T_$\{\backslash$ell}}에 대해 위 공식에 $L$ ${\$$textstyle$ L$}$의 길이 수축을 삽입하면 길이 방향의 광 전파 시간은 가로 방향의 광 전파 시간과 동일합니다.

${\displaystyle T_{\ell }={\frac {2L{\sqrt {1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}}{c}}{\frac {1}{1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}={\frac {2L}{c}}{\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}}=T_{t}}$

그러나 길이 수축은 더 일반적인 관계의 특수한 경우일 뿐이며, 그에 따르면 가로 길이는 세로 길이보다 비율$$γ $\{\backslash$textstyle$$\gamma}만큼 큽니다. 이는 여러 가지 방법으로 달성할 수 있습니다. ${L1}_{}$ ${\textstyle L_{1}}$이 이동 종방향 길이이고 ${L2}_{}$ ${\textstyle L_{2}}$이 이동 종방향 길이이고 ${L1}_{}^{}$'${}_{}^{}$= ${L2}_{}^{}$ ${\textstyle$L'_{1} = L'_{2}이 나머지 길이라면 다음과 같습니다.

${\displaystyle {\frac {L_{2}}{L_{1}}={\frac {L'_{2}}{\varphi}}\left/{\frac {L'_{1}}{\gamma \varphi}}\right.=\gamma...}$

$φ${\$textstyle$\varphi}는 임의로 선택할 수 있으므로 마이컬슨-몰리 귀무 결과를 설명하는 조합은 무한히 많습니다. 예를 들어, φ = 1 ${\$$textstyle$ \$varphi$ = 1}이면 L 1 {\$textstyle$L_{1$}}$의 길이 $수축$의 상대론적 값이 발생하지만, φ = 1 / γ {\textstyle \varphi = 1/\gamma }이면 길이 수축이 발생하지 않고 L 2 {\textstyle L_{2}}의 신장이 발생합니다. 이 가설은 후에 Joseph Larmor (1897), Lorentz (1904), Henri Poincaré (1905)에 의해 확장되었는데, 그는 Trouton-Noble 실험, Rayleigh and Brace 실험, Kaufmann의 실험을 설명하기 위해 시간 확장을 포함한 완전한 로렌츠 변환을 개발했습니다. 형태가 있습니다.

${\displaystyle x'=\gamma \varphi(x-vt),\y'=\varphi,\z'=\varphi z,\t'=\gamma \varphi \left(t-{\frac {vx}{c^{2}}\right)}$

로렌츠(Lorentz, 1904)에 의해 단일성으로 나타난$$φ $\{\backslash$textstyle$$\varphi}의 값을 정의하기 위해 남아 있었습니다. 일반적으로 푸앵카레(1905)는 φ = 1${\$textstyle \varphi = 1} 만이 이러한 변환이 그룹을 형성할 수 있도록 하므로 상대성 원리, 즉 고정된 에테르를 감지할 수 없게 만드는 것과 호환되는 유일한 선택임을 보여주었습니다. 이를 감안할 때, 길이 수축과 시간 팽창은 정확한 상대론적 값을 얻습니다.

특수 상대성 이론

알버트 아인슈타인은 1905년 특수 상대성 이론을 공식화하여 상대성 공준과 빛의 속도의 일정성으로부터 로렌츠 변환과 길이 수축과 시간 팽창을 유도하여 수축 가설에서 임시 특성을 제거했습니다. 아인슈타인은 이론의 운동학적 기초와 공간과 시간에 대한 개념의 수정을 강조했고, 고정된 에테르는 그의 이론에서 더 이상 어떤 역할도 하지 않았습니다. 변신의 단체성도 지적했습니다. 아인슈타인은 맥스웰의 전자기 이론(1895년 로렌츠에 의해 주어진 형태)과 발광 에테르에 대한 증거 부족에 의해 동기부여를 받았습니다.^{[A 22]}

이를 통해 마이컬슨-몰리 귀무 결과를 보다 우아하고 직관적으로 설명할 수 있습니다. 결합 프레임에서는 상대성 원리에 따라 장치가 정지 상태로 간주될 수 있으므로 빔 이동 시간이 동일하기 때문에 널 결과는 자명합니다. 장치가 움직이는 프레임에서는 "길이 수축 및 로렌츠 변환"에서 설명한 것과 동일한 추론이 적용됩니다. 단, "에테르"라는 단어는 "비이동 관성 프레임"으로 대체되어야 합니다. 아인슈타인은 1916년에 다음과 같이 썼습니다.^{[A 23]}

이 두 시간 사이의 추정된 차이는 매우 적지만, 마이컬슨과 몰리는 이 차이를 명확하게 감지할 수 있어야 하는 간섭을 포함하는 실험을 수행했습니다. 그러나 그 실험은 부정적인 결과를 낳았는데, 이것은 물리학자들에게 매우 당혹스러운 사실입니다. 로런츠와 피츠제럴드는 æ에 대한 신체의 운동이 운동 방향으로 신체의 수축을 일으킨다고 가정함으로써 이 이론을 위에서 언급한 시간의 차이를 보상하기에 충분하다고 가정함으로써 이 어려움에서 구해냈습니다. 11절의 논의와 비교해 보면 상대성 이론의 입장에서도 이 어려움의 해결책이 옳았음을 알 수 있습니다. 그러나 상대성 이론에 근거한 해석 방법은 비교할 수 없을 정도로 만족스럽습니다. 이 이론에 따르면, æ 이론의 도입을 위한 "특별히 선호되는" (유일한) 좌표계는 존재하지 않으며, 따라서 æ의 표류나 그것을 입증하는 어떤 실험도 있을 수 없습니다. 여기서 운동체의 수축은 특별한 가설의 도입 없이 이론의 두 가지 기본 원리로부터 이어집니다. 그리고 이 수축에 관여하는 주요 요인으로서 우리는 운동 그 자체가 아니라 우리가 어떤 의미를 부여할 수 없는 것을 발견합니다. 그러나 특정한 경우에 선택된 기준 본문에 대한 움직임. 따라서 지구와 함께 움직이는 좌표계에서는 마이컬슨과 몰리의 거울계가 짧아지는 것이 아니라 태양에 상대적으로 정지해 있는 좌표계에서는 짧아지는 것입니다.

— Albert Einstein, 1916

마이컬슨-몰리 실험의 무효 결과가 아인슈타인에게 어느 정도 영향을 미쳤는지는 논쟁의 여지가 있습니다. 아인슈타인의 일부 진술을 암시하면서, 많은 역사가들은 그것이 특수 상대성 이론으로 가는 그의 길에 중요한 역할을 하지 않았다고 주장하는 반면,^{[A 24][A 25]} 아인슈타인의 다른 진술은 아마도 그가 그것에 영향을 받았다고 암시할 것입니다.^{[A 26]} 어쨌든, 마이컬슨-몰리 실험의 무효 결과는 광속의 불변성이라는 개념이 널리 그리고 빠르게 받아들여지는 데 도움이 되었습니다.^{[A 24]}

나중에 하워드 퍼시 로버트슨(Howard Percy Robertson, 1949)과 다른^{[A 4][A 27]} 사람들(Robertson-Mansouri-Sexl test theory 참조)에 의해 로런츠 변환이 세 가지 실험의 조합으로부터 완전히 도출되는 것이 가능하다는 것이 밝혀졌습니다. 먼저, 마이컬슨-몰리 실험은 빛의 속도가 장치의 방향과 무관하다는 것을 보여주었고, 종방향(β)과 종방향(δ) 길이 사이의 관계를 확립했습니다. 그 후 1932년 로이 케네디와 에드워드 손다이크는 한쪽 팔이 매우 짧은 분할 빔의 경로 길이를 동일하게 만들어 마이컬슨-몰리 실험을 수정했습니다.^[10] 더 케네디–손다이크 실험은 지구가 태양 주위를 돌면서 여러 달 동안 진행되었습니다. 그들의 부정적인 결과는 서로 다른 관성 프레임에서 빛의 속도가 장치의 속도와 무관하다는 것을 보여주었습니다. 또한 길이 변화 외에도 상응하는 시간 변화도 발생해야 한다는 것을 확인했습니다. 즉, 세로 길이(β)와 시간 변화(α) 사이의 관계를 확인했습니다. 따라서 두 실험 모두 이러한 양의 개별 값을 제공하지 않습니다. 이 불확실성은 위에서 설명한 바와 같이 정의되지 않은 요인$$φ {\textstyle$$\varphi}에 해당합니다. 이론적 이유(상대성 원리에 의해 요구되는 로렌츠 변환의 그룹 특성)로 인해 길이 수축과 시간 확장의 개별 값은 정확한 상대론적 형태를 가정해야 한다는 것이 분명했습니다. 그러나 이론적 결과를 확인하기 위해서는 이러한 양 중 하나를 직접 측정하는 것이 여전히 바람직했습니다. 이는 Ives-Stilwell 실험(1938)에 의해 달성되었으며, 시간 팽창에 따라 α를 측정했습니다. 이 값을 케네디와 결합합니다.–손다이크 귀무 결과는 β가 상대론적 길이 수축의 값을 가정해야 함을 보여줍니다. β를 마이컬슨-몰리 귀무 결과와 결합하면 δ이 0이어야 함을 알 수 있습니다. 따라서 φ $$= 1 ${\$textstyle \varphi = 1}을 사용한 로렌츠 변환은 이 세 가지 실험의 조합으로 인한 불가피한 결과입니다.

특수 상대성 이론은 일반적으로 마이컬슨-몰리 귀무 결과를 포함한 모든 음의 에테르 드리프트(또는 광속의 등방성) 측정에 대한 해결책으로 간주됩니다. 광자, 전자, 핵자 또는 중성미자 부문에서 로렌츠 위반에 대한 현대 검색과 특수 상대성 테스트로 많은 고정밀 측정이 수행되었으며 모두 상대성을 확인했습니다.

잘못된 대안

위에서 언급한 바와 같이, 마이컬슨은 처음에 그의 실험이 지구 근처에서 에테르가 완전히 끌리는 스토크스의 이론을 확인시켜줄 것이라고 믿었습니다. 그러나 완전한 에테르 드래그는 관찰된 빛의 수차와 모순되며 다른 실험에서도 모순됩니다. 또한 로렌츠는 1886년에 스톡스가 수차를 설명하려는 시도가 모순적이라는 것을 보여주었습니다.^{[A 6][A 5]}

게다가 에테르가 주변에서 운반되는 것이 아니라 물질 내에서만 운반된다는 가정은 함마르 실험(1935)에서 알 수 있듯이 매우 문제가 많았습니다. Hammar는 납으로 연결된 중금속 파이프를 통해 간섭계의 한쪽 다리에 방향을 잡았습니다. 에테르가 질량에 의해 끌려간다면 밀봉된 금속 파이프의 질량은 가시적인 효과를 일으키기에 충분했을 것이라는 이론이 제시되었습니다. 다시 한 번 말하지만, 효과는 보이지 않았으므로 에테르-드래그 이론은 반증된 것으로 간주됩니다.

발터 리츠의 방출 이론(또는 탄도 이론)도 에테르가 필요 없는 실험 결과와 일치했습니다. 그 이론은 빛이 근원에 대해 항상 같은 속도를 가진다고 가정합니다.^{[A 28]} 그러나 드 시터는 이미터 이론이 두 별의 빛을 분광계에서 측정할 수 있는 쌍성 관측에서는 볼 수 없었던 몇 가지 광학 효과를 예측했다고 언급했습니다. 방출 이론이 맞다면 별에서 나오는 빛은 별의 속도가 빛의 속도에 더해져서 특이한 가장자리 이동을 경험해야 하지만 그런 효과는 볼 수 없었습니다. 이후 J. G. Fox에 의해 원래의 드 시터 실험이 멸종으로 인해 결함이 있다는 것이 밝혀졌지만,^[11] 1977년 Brecher는 비슷한 귀무 결과를 가진 쌍성계에서 X선을 관찰했습니다.^[12] 또한 Filippas와 Fox(1964)는 Fox의 초기 "멸종" 반대를 해결하기 위해 특별히 고안된 지상 입자 가속기 테스트를 수행했는데, 그 결과는 광속의 소스 의존성과 일치하지 않습니다.^[13]

후속 실험

비록 마이컬슨과 몰리가 1887년 첫 번째 출판 이후 다른 실험을 했지만, 둘 다 그 분야에서 활발한 활동을 계속했습니다. 다른 버전의 실험은 정교함을 높여 수행되었습니다.^{[A 29][A 30]} 몰리는 자신의 결과를 확신하지 못했고, 1902년부터 1904년까지 데이턴 밀러와 함께 추가 실험을 진행했습니다. 다시 말하지만, 결과는 오차 범위 내에서 음수였습니다.^[14][15]

밀러는 점점 더 큰 간섭계를 연구했고, 마침내 32미터(105피트)의 유효 팔 길이를 가진 간섭계를 개발했습니다. 에테르 바람이 단단한 벽에 의해 차단되는 가능성을 피하기 위해, 그의 산꼭대기 관찰은 주로 캔버스로 된 얇은 벽을 가진 특별한 헛간을 사용했습니다. 그는 잡음이 많고 불규칙한 데이터에서 장치가 회전할 때마다, 하루가 다르게, 그리고 1년 단위로 변화하는 작은 양의 신호를 지속적으로 추출했습니다. 1920년대에 그의 측정은 지구의 궤도 운동만으로 예상되는 거의 30 km/s(18.6 mi/s)가 아닌 약 10 km/s(6.2 mi/s)에 달했습니다. 그는 자세한 설명을 시도하지는 않았지만 이것이 부분적인 구속이나 에테르 끌기 때문이라고 확신했습니다. 그는 함마르 실험에 의한 반박과 결과의 불일치를 보여주는 비판을 무시했습니다.^{[A 31][note 5]} 밀러의 연구 결과는 당시 중요한 것으로 여겨졌으며, 1928년에 보고된 회의에서 마이컬슨, 로렌츠 등에 의해 논의되었습니다.^{[A 32]} 밀러의 결과를 확인하기 위해서는 더 많은 실험이 필요하다는 것에 일반적인 의견이 일치했습니다. 밀러는 나중에 자기 변형을 없애기 위해 비자성체를 만들었고, 마이컬슨은 남아있는 열 영향을 제거하기 위해 확장되지 않는 인바를 만들었습니다. 전 세계의 다른 실험자들은 정확도를 높이거나, 발생 가능한 부작용을 제거하거나, 둘 다 제거했습니다. 지금까지 밀러의 결과를 복제할 수 있는 사람은 아무도 없었고, 현대의 실험적 정확성도 배제했습니다.^{[A 33]} Roberts(2006)는 Miller와 Michelson, Morley를 포함한 초기 실험자들이 사용한 원시적인 데이터 축소 기법이 실제 데이터에 존재하지 않는 경우에도 명백한 주기 신호를 생성할 수 있었다고 지적했습니다. Roberts는 정량적 오차 분석의 현대적 기술을 사용하여 밀러의 원래 데이터를 재분석한 후 밀러의 명백한 신호가 통계적으로 유의하지 않다는 것을 발견했습니다.^{[A 34]}

Roy J. Kennedy(1926)와 K.K.는 하나의 거울에 1/20의 파동 단계를 포함하는 특수 광학 배열을 사용했습니다. Illingworth(1927)(그림 8)는 프린지 시프트를 감지하는 작업을 측면 변위를 추정하는 비교적 둔감한 작업에서 동일한 휘도를 위해 날카로운 경계 양쪽의 광도를 조정하는 훨씬 더 민감한 작업으로 전환했습니다.^[16][17] 그림과 같이 스텝의 양쪽에서 동일하지 않은 조명이 관찰된 경우. 8e, 그들은 그림 8d와 같이 단계의 양쪽이 다시 한 번 균일하게 켜질 때까지 간섭계에서 보정된 가중치를 추가하거나 제거합니다. 추가되거나 제거된 무게추의 수는 프린지 시프트의 척도를 제공했습니다. 서로 다른 관측자들은 테두리의 1/1500에서 1/300 정도의 변화를 감지할 수 있었습니다. 케네디는 또한 윌슨 산에서 실험을 수행하여 밀러가 측정한 표류량의 약 1/10만 발견하고 계절적 영향은 발견하지 못했습니다.^{[A 32]}

1930년, Georg Joos는 열팽창 계수가 매우 낮은 압착 석영으로 만든 길이 21미터(69피트)의 팔로 자동화된 간섭계를 사용하여 장치를 수십 번 회전시키면서 무늬를 연속적으로 사진 촬영했습니다. 사진 플레이트에서 프린지의 1/1000의 변위를 측정할 수 있습니다. 주기적인 프린지 변위는 발견되지 않았으며, 1.5 km/s(0.93 mi/s)의 에테르 바람의 상한을 두었습니다.^[18]

아래 표에서 예상되는 값은 지구와 태양 사이의 상대 속도가 30km/s(18.6 mi/s)인 것과 관련이 있습니다. 은하 중심 주위의 태양계 속도가 약 220 km/s (140 mi/s), 또는 CMB 정지 프레임이 약 370 km/s (230 mi/s)인 태양계 속도와 관련하여, 이러한 실험의 무효 결과는 더욱 분명합니다.

이름.	위치	연도	팔길이(미터)	프린지 시프트 예상	프린지 시프트 측정	비율	Vaether 상한	실험 해상도	귀무결과
마이컬슨[4]	포츠담	1881	1.2	0.04	≤ 0.02	2	~ 초속 20km	0.02	${\displaysty$} 예
마이컬슨 앤드 몰리[1]	클리블랜드	1887	11.0	0.4	< 0.02 또는 ≤ 0.01	40	~ 초속 4~8km	0.01	${\displaysty$} 예
몰리와 밀러[14][15]	클리블랜드	1902–1904	32.2	1.13	≤ 0.015	80	~ 초속 3.5km	0.015	네.
밀러[19]	윌슨 산	1921	32.0	1.12	≤ 0.08	15	~ 초속 8~10km	석연치 않은	석연치 않은
밀러[19]	클리블랜드	1923–1924	32.0	1.12	≤ 0.03	40	~ 초속 5km	0.03	네.
밀러(햇빛)[19]	클리블랜드	1924	32.0	1.12	≤ 0.014	80	~ 초속 3km	0.014	네.
토마체크 (별빛)[20]	하이델베르크	1924	8.6	0.3	≤ 0.02	15	~ 초속 7km	0.02	네.
밀러[19][A 13]	윌슨 산	1925–1926	32.0	1.12	≤ 0.088	13	~ 초속 8~10km	석연치 않은	석연치 않은
케네디[16]	패서디나/윌슨산	1926	2.0	0.07	≤ 0.002	35	~ 초속 5km	0.002	네.
일링워스[17]	파사데나	1927	2.0	0.07	≤ 0.0004	175	~ 초속 2km	0.0004	네.
피카르 & 스타헬[21]	풍선으로	1926	2.8	0.13	≤ 0.006	20	~ 초속 7km	0.006	네.
피카르 & 스타헬[22]	브뤼셀	1927	2.8	0.13	≤ 0.0002	185	~ 초속 2.5km	0.0007	네.
피카르 & 스타헬[23]	리기	1927	2.8	0.13	≤ 0.0003	185	~ 초속 2.5km	0.0007	네.
마이컬슨 [24]외	패서디나 (윌슨산 광학 매장)	1929	25.9	0.9	≤ 0.01	90	~ 초속 3km	0.01	네.
주스[18]	제나	1930	21.0	0.75	≤ 0.002	375	~ 초속 1.5 km	0.002	네.

최근 실험

광학시험

빛의 속도의 등방성에 대한 광학적 테스트가 일반화되었습니다.^{[A 35]} 레이저와 마커의 사용을 포함한 새로운 기술은 측정 정밀도를 크게 향상시켰습니다. (다음 표에서 에센(1955), 자세자(1964) 및 샤미르/폭스(1969)만이 마이컬슨-몰리 유형, 즉 두 개의 수직 빔을 비교하는 실험입니다. 다른 광학 실험은 다른 방법을 사용했습니다.)

작가.	연도	묘사	상한
루이 에센[25]	1955	회전하는 마이크로파 공동 공진기의 주파수와 석영 시계의 주파수를 비교합니다.	~3km/s
Cedarholm et al.[26][27]	1958	두 개의 암모니아 마스터가 회전 테이블에 장착되어 있었고, 그들의 빔은 반대 방향으로 향했습니다.	~30m/s
뫼스바우어 회전자 실험	1960–68	서로 다른 연구자들에 의한 일련의 실험에서 뫼스바우어 효과를 이용하여 감마선의 주파수를 관찰했습니다.	~2.0cm/s
Jaseja et al.[28]	1964	회전 테이블에 장착된 두 He-Nemaser의 주파수를 비교했습니다. Cedarholm 등과 달리, 마스터들은 서로 수직으로 배치되었습니다.	~30m/s
샤미르와 여우[29]	1969	간섭계의 양쪽 팔은 투명한 고체(폴리시 글라스)에 들어 있었습니다. 광원은 헬륨-네온 레이저였습니다.	~7km/s
Trimmer et al.[30][31]	1973	그들은 Legendre 다항식의 첫 번째와 세 번째로 작용하는 빛의 속도의 이방성을 찾았습니다. 그들은 경로의 한 부분이 유리로 된 삼각형 간섭계를 사용했습니다. (이에 비해 마이컬슨-몰리 유형의 실험은 두 번째 레전드르 다항식을 검정합니다.)[A 27]	~2.5cm/s

최근 광공진기 실험

21세기 초에 레이저, 마스터, 극저온 광학 공진기 등을 이용하여 정밀한 마이컬슨-몰리형 실험을 수행하는 것에 대한 관심이 다시 대두되었습니다. 이는 실험 연구에 접근할 수 있는 규모에서 특수 상대성 이론이 침해될 수 있음을 시사하는 양자 중력 예측 때문입니다. 이러한 매우 정확한 실험 중 첫 번째는 Brillet & Hall(1979)에 의해 수행되었으며, 여기서 그들은 레이저 주파수가 회전하는 광학 Fabry-Pérot 캐비티의 공진으로 안정화되는 것을 분석했습니다. 그들은 δc/c ≈ 10의 지구 운동으로 인한 빛의 속도의 이방성에 대한 제한을 두었는데, 여기서 δc는 x 방향과 y 방향의 빛의 속도 차이입니다.

2015년 기준, 광학 및 마이크로파 공진기 실험은 이 한계를 δc/c ≈ 10으로 개선했습니다. 그 중 일부는 장치가 회전하거나 정지한 채로 있었고, 일부는 케네디와 결합되어 있었습니다.–손다이크 실험. 특히, 이러한 이방성 탐색에서는 일반적으로 CMB 정지 프레임에 대한 지구의 방향과 속도(약 368 km/s (229 mi/s))가 기준으로 사용됩니다.

작가.	연도	묘사	δC/c
늑대 등.[34]	2003	귓속말 갤러리 모드로 작동하는 사파이어 결정으로 구성된 정지형 극저온 마이크로파 발진기의 주파수는 세슘과 루비듐 원자 분수 시계와 비교되는 수소 마커와 비교됩니다. 지구가 자전하는 동안의 변화를 찾아왔습니다. 2001년에서 2002년 사이의 데이터를 분석했습니다.	${\displaystyle \lesssim 10^{-15}}$
Muller et al.[32]	2003	결정질 사파이어로 구성된 두 개의 광 공진기는 두 개의 Nd의 주파수를 제어합니다.YAG 레이저는 헬륨 냉동고 내에서 직각으로 설정됩니다. 주파수 비교기는 두 공진기의 결합 출력의 비트 주파수를 측정합니다.
늑대 등.[35]	2004	울프 등 참조. (2003). 능동적인 온도 제어를 구현했습니다. 2002년에서 2003년 사이의 데이터를 분석했습니다.
늑대 등.[36]	2004	울프 등 참조. (2003). 2002년에서 2004년 사이의 데이터를 분석했습니다.
Antonini et al.[37]	2005	뮐러 등과 유사합니다. (2003년), 장치 자체가 회전하도록 설정되어 있기는 하지만. 2002년에서 2004년 사이의 데이터를 분석했습니다.	${\displaystyle \lesssim 10^{-16}}$
스탠윅스 외.[38]	2005	Wolf 등과 유사합니다. (2003). 극저온 발진기 두 개의 주파수를 비교했습니다. 또한 장치를 회전식으로 설정했습니다. 2004년에서 2005년 사이의 자료를 분석하였습니다.
Herrmann et al.[39]	2005	뮐러 등과 유사합니다. (2003). 두 개의 광 Fabry-Pérot 공명기 공동의 주파수를 비교합니다. 하나의 공동은 계속 회전하고 다른 하나는 남북 방향으로 고정되어 있습니다. 2004년에서 2005년 사이의 자료를 분석하였습니다.
스탠윅스 외.[40]	2006	Stanwix et al. (2005). 2004년에서 2006년 사이의 자료를 분석하였습니다.
Muller et al.[41]	2007	Herrmann et al. (2005)와 Stanwix et al. (2006). 2004년에서 2006년 사이에 수집된 두 그룹의 데이터를 종합하여 추가 분석합니다. 실험은 각각 다른 대륙에 위치해 있기 때문에, 베를린과 퍼스에서 장치 자체의 회전과 지구의 회전 모두의 영향을 연구할 수 있습니다.
Eisele et al.[2]	2009	직교 지향 광 정상파 캐비티 쌍의 주파수를 비교합니다. 충치는 다음과 같이 조사되었습니다.야그 레이저. 2007년에서 2008년 사이의 데이터를 분석했습니다.	${\displaystyle \lesssim 10^{-17}}$
Herrmann et al.[3]	2009	회전하는 직교 광 Fabry-Pérot 공진기 쌍의 주파수를 비교합니다. 두 N의 주파수:YAG 레이저는 이러한 공진기의 공진에 안정화됩니다.
Nagel et al.[42]	2015	회전하는 직교 마이크로파 공진기 쌍의 주파수를 비교합니다.

로런츠 불변성에 대한 기타 검정

마이컬슨-몰리 원리에 기초하지 않은 다른 실험, 즉 훨씬 더 높은 수준의 정밀도를 달성하는 비광학적 등방성 테스트의 예로는 시계 비교 또는 휴즈-드리버 실험이 있습니다. 1961년 드레버의 실험에서 각운동량 J=3/2인 바닥상태의 Li 핵은 자기장에 의해 4개의 등간격으로 분리되었습니다. 인접한 한 쌍의 레벨 사이의 각 전환은 동일한 주파수의 광자를 방출하여 단일의 선명한 스펙트럼 라인을 생성해야 합니다. 그러나 다른 M에_J 대한 핵파동 함수는 자기장에 따라 공간의 방향이 다르기 때문에 에테르 바람이나 우주의 대규모 질량 분포(마하의 원리 참조)에 의존하는 방향 의존성은 네 수준 사이의 에너지 간격을 교란시킬 것입니다. 라인의 비정상적인 확장 또는 분할을 초래합니다. 그러한 확장은 관찰되지 않았습니다. 이런 종류의 실험을 현대적으로 반복하면서 로렌츠 불변의 원리에 대한 가장 정확한 확인을 제공했습니다.^{[A 36]}

참고 항목

• 마이컬슨-몰리상
• 자석 및 도체 이동 문제
• 더 라이트 (유리)
• 라이고

참고문헌

메모들

실험

서지(영상 시리즈 "A" 참조)

외부 링크

• Wikiquote에서 Michelson-Morley 실험과 관련된 인용문
• Wikimedia Commons의 Michelson-Morley 실험 관련 매체
• 위키북스의 마이컬슨 몰리 실험에 관한 수리적 분석
• Roberts, T; Schleif, S (2007). Dlugosz, JM (ed.). "What is the experimental basis of Special Relativity?". Usenet Physics FAQ. University of California, Riverside.
• "Episode 41: The Michelson Morley Experiment - The Mechanical Universe". YouTube. caltech. December 19, 2016.