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我现在只能假设在大范围的“开普勒以太”是保持同步的，
之所以要用“开普勒以太”（公转以太）这个概念， 就是说在以太阳为中心，半径为R的地方附近区域的以太和行星速度都等于“开普勒速度”， 在这个环形带状区域内的以太和行星是保持“公转同步”的， 但是从更大的范围看，不同的R处都对应着不同的“开普勒速度”， 所以虽然水星与地球之间并非“公转同步”的关系， 但是地球附近的以太可以基本认为是与地球按“开普勒速度”同步公转的， 所以如果在水星看地球发出的光，当然就有相对光速的问题了？ 可以暂且称其为径向的“开普勒不同步”吧？ 总之，关键是要看光发出后，观光者相对光源的初始位置是否有相对运动， 如果有，再看以太是否与观光者同步运动，就可做出判断了？ 比如在地球表面的M-M实验，发出一个闪光后，观光者相对光源原始位置显然是移动了， 其中包括了公转位移和自转位移， 再看以太与哪个位移同速，与哪个位移不同速，不就可以做出判断了吗？ 太阳上就不好说了，太阳没有公转的问题，“开普勒速度”在这里没法被定义呀？等于零？ 太阳的自转是27天，反正与地球的公转周期相差甚远， 既然水星都与地球之间存在“开普勒不同步”，那就暂且认为太阳与“公转以太”不同步吧， 那么当然在太阳上看地球发出的光速就不再是c了？ |
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“开普勒线速度”公式v=2π sqr(K/r)我以前给出过很多次呀？你可能没注意， 不过你说的对，围绕数学模型的讨论有时更简洁一些，还有个“开普勒角速度”的问题，先归纳如下： 开普勒定律如下（转贴） ： (1)、行星沿椭圆轨道绕太阳运行， 太阳位于椭圆的一个焦点上。 这条定律即椭圆路径定律。 (2)、对任一个行星来说， 它的矢径在相等的时间内扫过相等的面积。 这条定律即椭圆路径定律。 即：|r×v|/2=C常数 （行星运动的速度v与行星到太阳的距离r成反比， 这就是所谓的“距离定律”） (3)、行星绕太阳运动的椭圆轨道之半长轴a的立方 与周期T的平方成正比，即： a^3 / T^2 = K， 其中K称为开普勒常数。这条定律又称为和谐定律。 =================================== 由T^2 = a^3/K， 如果把行星的公转近似看成是以半长轴a为半径的圆周运动， 即假设这个近似的公转圆周半径为：r=a， 则有：T^2 = r^3/K， 由于：T=2π/ω，ω=v/r 代入得：ω^2= 4ππK/r^3 于是得到“开普勒以太”的周期、角速度、线速度公式： T = sqr(rrr/K) ω= 2π sqr(K/rrr) v=2π sqr(K/r) 其中K称为开普勒常数，r是行星公转近似圆周的半径， 可以看出，不同的r处，T、ω、v都不同，这可以认为是开普勒以太“径向不同步”现象， 但在r附近的区域内（一个空心圆管区域内吧），有着近似相同的T、ω、v，暂且称为“切向同步”？ 总之，如果不考虑恒星与行星的生成过程差异，就很难理解这种太阳系内“大势所驱”的以太运动规律？ 不过这也只是个目前的猜测而已，还要根据实验的结果来不断修正、完善， |