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我想了一下，好像有些问题，
这个马赫-曽德尔干涉仪的特点是两个反向光路的光程是对称的， 这样不管装置怎么旋转，对于任何效应，两条反向光路的变化都完全一样的，所以得到的光程差不会改变？ %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% 我不了解马赫-曽德尔干涉仪的具体结构。如有资料可发给我学习学习。你说“对于任何效应，两条反向光路的变化都完全一样的，所以得到的光程差不会改变？”请注意；我的垂直臂和水平臂是不对称的，它们的长度差别很大。垂直臂的尺寸很小，可以不考到它的洛仑兹收缩。我们只要考虑水平臂上的洛仑兹收缩就可以了。在水平臂上的两条光线是对称的，两条反向光路的变化都完全一样的，如果水平臂和地球公转的速度方向一致，它们都是收缩的，两条光线光程的收缩是相加而不会抵消。如果仪器转动90度，水平臂和地球公转的速度方向垂直，它们都是不收缩的，于是转动前后就会产生光程差。 这个试验结果可能不会产生干涉条纹的变化，不会测到465米/秒的条纹移动。这个试验可能会否定洛仑兹尺缩和洛仑兹变换，从根本上否定狭义相对论。 |
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马赫-曽德尔干涉仪与你画的图完全一样，参见：
image.baidu.com/i?tn=baiduimage&ct=201326592&lm=-1&cl=2&word=%C2%ED%BA%D5-%95%FB%B5%C2%B6%FB%B8%C9%C9%E6%D2%C7 也不用旋转90度，只要把“长臂”的实际长度缩短一点看，缩短前后的【光程差】不变？ 或者说臂长的变化无法引起【光程差】的变化? 另外，如果是质疑洛仑兹变换（尺缩）那就是另一回事了， 相对论承认飞船上的人不会测量到飞船上的尺子缩短，测量到的是尺子的“固有长度”， 只有地面上的人才能测量到飞船上的尺子收缩了（或者飞船上的人可以测量到地面的尺子收缩）， 总之这是一个：静止者测量动尺 或 运动者测量静尺的问题， 静者测量静尺 或 动者测量动尺得到的都是“固有长度”，不会收缩？ 以上仅供叶先生参考， |
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1、也不用旋转90度，只要把“长臂”的实际长度缩短一点看，缩短前后的【光程差】不变？
或者说臂长的变化无法引起【光程差】的变化? 2、另外，如果是质疑洛仑兹变换（尺缩）那就是另一回事了， 相对论承认飞船上的人不会测量到飞船上的尺子缩短，测量到的是尺子的“固有长度”， 只有地面上的人才能测量到飞船上的尺子收缩了（或者飞船上的人可以测量到地面的尺子收缩）， 总之这是一个：静止者测量动尺 或 运动者测量静尺的问题， 静者测量静尺 或 动者测量动尺得到的都是“固有长度”，不会收缩？ %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% 1、云海和梁建其认为，要缩两个光路都会缩，总的光程不变，转动90度光的干涉条纹也就不会移动。这对MM试验是对的，因为水平臂和垂直臂是相等的。 但是我的试验水平臂和垂直臂是不相等的，一个很长，另一个很短，转动90度长臂的收缩是不一样的，这就会产生光程差，干涉条纹当然会移动。 我亲自作过这样的试验，只要把“长臂”的实际长度缩短一点点，就会看到干涉条纹的移动。 2、相对论承认飞船上的人不会测量到飞船上的尺子缩短，测量到的是尺子的“固有长度”， 只有地面上的人才能测量到飞船上的尺子收缩了（或者飞船上的人可以测量到地面的尺子收缩）， 总之这是一个：静止者测量动尺或运动者测量静尺的问题。 这个观点不对。因动系上的尺子有两个放置方向，一是与其运动方向平行的方向，另一个是与其运动方向垂直的方向。相对论是同意洛仑兹收缩的，这从它直接使用洛仑兹变换就可以知道。根据洛仑兹假设，将同一把尺子由与运动垂直的方向转动到与运动平行的方向，就可以看它的洛仑兹收缩。 我们可以有这样的证据： 奥地利物理学家泡利(W.Pauli)有一本专著《相对论》，由凌德洪和周万生译成中文，书号13119.764。书中16-17页泡利引用爱因斯坦的理想试验对尺缩是“测量效应”和“表观收缩”表示了不同的观点：这种收缩仅是一种“表观”收缩，换句话说，它是由于我们的时空测量效应所引起的。若一种状态仅当它在所有的伽利略参考系中按同一方式确定时才称为真实，那么洛仑兹收缩诚然仅仅是“表观”收缩而已，因为一个在K’中为静止的观察者看到的杆是没有收缩的。但是我们不认为这样的观点是合适的，而认为在任何情况下洛仑兹收缩原则上是可以观察的。在这一方面爱因斯坦的理想试验（见A.Einstein, Phys.Z.,12(1911)509）是富有启示性的。它证明了观察洛仑兹收缩所必须的、测定空间上相互隔开的两事件的同时性，可以完全借助于量杆来完成，而不必用时钟。我们设想用具有相同的静止长度Lo的两根杆A1B1和A2B2，它们分别以大小相等方向相反的速度v相对于K运动。当A1和A2，B1和B2分别重合时，我们在K中标出这两点并记为A*和B*（由于对称性的理由，这种重合在K中是同时发生的）。因而A* B*的距离当用在K中为静止的杆来量度时，其值为 L=Lo[sqrt（1- uu/cc）] 由此可知洛仑兹收缩不是单独一根量杆所量出的性质，而是两根彼此作相对运动的同样的量杆之间的倒易关系，这种关系原则上是可以观察的。” 也就是说，泡利和爱因斯坦认为洛仑兹收缩原则上是可以观察的。 |
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“我亲自作过这样的试验，只要把“长臂”的实际长度缩短一点点，就会看到干涉条纹的移动。”
这个实验就够出乎任何人的预料了， 如果确实如此，现有干涉理论（干涉环的移动取决于光程差，与总光程长度无关）将要修改？ 尺缩的问题我也只能照本宣科现在教科书里的相对论看法， |
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这个实验就够出乎任何人的预料了，
如果确实如此，现有干涉理论（干涉环的移动取决于光程差，与总光程长度无关）将要修改？ %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% 不对吧？干涉环的移动个数本来取决于光程差。公式是：m=Δ/ λ m——干涉环的移动的个数（干涉条纹移动的条纹数） Δ——光程差 λ——所用光的波长。 MM试验的干涉条纹的多少正是用光程差计算的。还有测位移的迈克尔逊干涉仪也是这样。 |
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谢谢杨红新先生的资料和关注。
现有一要事相商。我在湖北咸宁市民政局注册了一个“民办非企业单位”名称为“咸宁冲诺科技创新开发研究中心”，有登记表，代码证。 特别令人鼓舞的是我在国家科技部注册成功，可以在网上申报国家科技部的各种课题。 本人想申报一个“以太存在性的系统研究”的基础前沿课题，想请你一起参加课题组，不知意下如何？时间很紧张，3月31日前要报上去。 |
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当然很愿意参与，不过据说项目审批很严的，期望值还不能太高？
不过机会总要去碰的，至少为今后这类申报多做准备吧？ |
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你设想的这个实验还有个问题你没有注意，就是光线在这个仪器中是不是以光速运动。
我们都认为光是以光的速度运动的，那么洛伦茨收缩就不能只考虑地球的公转速度的影响，也要考虑光的速度影响。在光子看来，两个镜子间的距离会收缩为0，或者说光在两个镜子间所用时间为0. |
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当然很愿意参与，不过据说项目审批很严的，期望值还不能太高？
不过机会总要去碰的，至少为今后这类申报多做准备吧？ %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% 当然是这样，就象在正规刊物上投稿一样。手续还未办全，暂时无法申报。 |
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你设想的这个实验还有个问题你没有注意，就是光线在这个仪器中是不是以光速运动。
我们都认为光是以光的速度运动的，那么洛伦茨收缩就不能只考虑地球的公转速度的影响，也要考虑光的速度影响。在光子看来，两个镜子间的距离会收缩为0，或者说光在两个镜子间所用时间为0. %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% 升山友，我这只是检验洛伦茨收缩，他的光速是多少，也只能按照他的假设来。你提出的这个问题，不在洛伦茨收缩范围之内，而且我也有不同的观点。 |
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从现在开始我们详细讨论一下太阳耀斑，因为在太耀斑爆发时，向外发射各种频率的射电，从具体的测试中我们从而可以得到光的速度比低频无线电波速要快的结论。
在耀斑的迷宫里 （天文爱好者 80年第4期P8） 什么是太阳上最强烈的活动现象？是耀斑。哪种日面现象对地球影响最大？也是耀斑。当代太阳物理学最大的难题是什么？还是耀斑。一百多年来，耀斑越来越吸引人们的注意。辛勤的观测和刻苦的钻研，使知识不断积累。可是耀斑的秘密并没有揭开，问题反而变得更复杂难解了。 强烈爆炸 1859年9月1日是太阳研究史上一个值得纪念的日子。在这一天，人类破天荒第一次看见了太阳耀斑。两位英国天文学家分别用望远镜观测太阳黑子。他们突然同时看到，在一大群黑子附近闪现出新月形的刺目光芒，它以每秒100多公里的速度掠过黑子群。耀斑出现后不久，许多地方发生电讯中断。在当天和第二天，高纬地区看到强烈的极光。接着，好些地磁台记录到特强的磁暴。这一连串戏剧性的突然事件，使科学家感到震惊。太阳上出了什么乱子？它为什么引起一系列地球物理效应？……为了解答这些新颖而重大的问题，耀斑研究的序幕拉开了。 上面谈到的耀斑是白光耀斑。这是非常稀罕的现象，一百多年来全世界总共只记录到三十九次。一般所说的耀斑称为色球爆发（图1），它们只出现在一些较强光谱线( 例如氢的Ha谱线)范围内，只在这些谱线的单色象上才能看到，而在白光象上找不着它们的踪影。 耀斑最突出的特征是来势猛，能量大。在短短的一、二十分钟内可以释放10^32甚至10^33尔格的巨额能量。这个数目究竟有多大呢？它比整个太阳大气（包括球、色球和日冕）所蕴藏的能量总和还多。它也相当于十万至一百万次强火山爆发的能量总和。就太阳一个个局部区域来说，这确实是一件惊天动地的大事。 耀斑还有一个显著的特征，就是它发出的辐射花色齐全，品种繁多。除可见光外，有紫外线、X射线和γ射线，有红外线和射电辐射，还有冲击波和高能粒子流，甚至有能量特高的宇宙射线。这许多令人眼花缭乱的辐射，在一刹那间从耀斑区域浩浩荡荡，倾泻而出，声威垣赫，煞是壮观。耀斑引起天文工作者的浓厚兴趣和特殊重视，当然不是偶然的。 |
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深远影响
耀斑对地球有巨大影响，它对正在太空邀游的宇航员是致命的威胁。耀斑发生在离我们一亿五千万公里之遥的太阳上，它怎么会对地球有强烈影响？现在大致弄清楚了：耀斑发射出强烈的短波辐射（主要是X射线），强烈地干扰了地球低电离层，使短波无线电波在穿过它时遭到强烈的吸收，有时甚至造成短波通讯中断，但长波恰好相反，它的讯号反倒得到加强。耀斑发射的带电粒子流与地球高层大气作用产生极光，并干扰地球磁场而引起磁暴。耀 斑的高能粒子流是否会对人体有严重危害昵？我们在地面上大可不必杞人忧天，因为地球外空的辐射带象是保护伞，提供了天然屏障。可是一旦飞出辐射带的范围，对高能粒子流的危害就不能掉以轻心了，因此必须穿上特制的宇航服装。 为了避免或减轻耀斑造成的危害，许多科学工作者孜孜不倦地钻研耀斑预报。这就象地震预报一样，是一个艰深的课题。甚前我们对耀斑产生的规律和机理还知之甚少，因此最多只能猜测在日面哪些区域可能出耀斑，但什么时候出现就很难预料了。 奥秘机理 耀斑向我们提出一大堆莫测高深的难题，也许再过一百年也很难透彻解决。耀斑的关键问题何在？至少有以下几个。 首先，耀斑的浩大能量从何而来？天文学家们认为，唯一可能的源泉是磁场。简单的计算表明，一个强度为一百多高斯，体积为l0^29立方厘米的磁场区域一旦土崩瓦解，它释放的磁能就足以供给一次大耀斑爆发而绰绰有余。可是磁场这个魔术师，怎样象变戏法一样把耀斑这个怪物弄出来呢？这就很难说清楚了。其次，存储在磁场中的能量怎么会在一瞬间突然放出来？是怎样一只神秘的手指头在扣“扳机”？这是一个更难解的谜了。还有，许多种性质相差悬殊的辐射怎么能一起迸发出来？我们比较熟悉的象Ha这样的可见光，大约是在1万度的气体中产生的。可是有的辐射却需要极高的温度。令人惊奇的是近年的太空现测拍摄的耀斑远紫外线和X射线光谱。这是一个丰富的宝藏，有许多条谱线属于极高度电离的原子。例如波长为1.8埃的一条发射线来自25次电离的铁。铁原子一共有26个电子。要使这一大群电子几乎丧失罄尽．只剩下最后一个电子，需要3，000万度的高温！为什么低温的可见辐射与高温的X射线一道出现？这也是一桩稀奇事。 困难问题还有许许多多。耀斑的宇宙射线质点靠什么手段加速？耀斑的几千万度高温从何而来？耀斑与黑子、日珥等形形色色的活动现象有什么关系？……这些问题都有待予人们去探索和钻研。 |
| 叶老，我仔细想了一下你的实验，认为可以把你的实验装置由水平放置改为垂直放置，把一部分光路垂直浸泡在水中，当水面上升时观察干涉条纹是否随水位的上升而移动。这样做的目的是：当水位升高时，两路的光程同时增加但是光程差始终不变，看条纹是如何移动的，如果这个实验完成了，在考虑你的实验就好比较了。 |
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梁建其友，去年我去北京的最大收获是咱们两三个小时的沟通。你说光不是以太涡旋的密度波，我认为很对。于是我修正为光是以太量子涡旋总角动量的矢量波。
在我看来，只要光行差不变，干涉条z纹不会移动。光程只会改变条纹的粗细和疏密。如果可能，我会按照你的设想去作试验。 羊角乐友，好象没问题吧？因为入射角和反射角都是45度。记得传MM试验资料给啊。 |
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激烈争议
面对着耀斑的重重疑团，科学家提出种种机制、模型和假说。它们之间千差万别，矛盾丛生，于是议论纷坛，莫衷一是。这些都是理所当然的了。 长期争论的焦点是耀斑与磁场变化的关系。前些年风靡一时的中性点理论。认为耀斑产生在日面局部磁场的中性点或中性线（即磁场强度为零的地方）附近。那里同时受到两侧磁场力挤压。形成高温等离子体，这就是耀斑。按这种理论，在耀斑爆发前后，附近的局部磁场应当有很大变化。本来是很复杂的磁场变得简单了，原来很大的磁场梯度减少了。这种理论可靠吗？实践是检验真理的唯一标准。有的观测发现，在耀斑发生后磁场显著改观。可是另一些资料在唱对台戏——耀斑对磁场几乎毫无影响。就这样，两套资料，两种观点，泾渭分明，势如水火，激烈争辩了许多年。到了七十年代，一些新型磁象仪问世了。它们的时间分辨率很高，可以在耀斑发生前后扫描出许多张磁图。这样我们才得知一般的耀斑并不伴随光球磁场的突然变化，大耀斑或许是个例外。这祥一来，不少人认为这等于宣判了原来的耀斑中性点理论的死刑。 90%以上的耀斑发生在活动区中，而活动区是磁场在日面集中表现的区域。大耀斑常产生在磁场结构复杂的活动区中。磁场结构复杂的活动区中产生的耀斑比之结构简单的活动区产生的多得多，故总的说耀斑和磁场有着难分难解的亲缘关系。 那么为什么又观察不到磁场的变化呢？这首先是因为耀斑产生在日冕和色球中，而磁象仪测量的主要是光球磁场。其次，用一般磁象仪只能测出视线方向上的磁场强度——这叫做纵向场，而与耀斑有关的主要是与视线垂直的磁场——横向场。当太阳物理学家悟出这些道理时，一种新颖理论便应运而生了。 新理论主要是美国天文学家斯塔拉克提出的，称为磁力线再联结理论。它的大意是在象图2那样，既有封闭磁场又有开放磁场的倒Y形区域，尤其是在中性点n附近，磁场不稳定，磁力线可以重新组合，这称为再联结，成为图3的形象。磁力线再联结可以释放出浩大的能量。并分别形成向上的和沿弧形轨道向下的粒子流。后者撞在色球上，形成明亮条纹。有趣的是这套理论已经在空间观测中得到初步证实。 太空猎奇 地面观测受到的限制太多了。耀斑的紫外线和X射线等重要辐射根本不能到达地面。多年来天文学家渴望摆脱地球大气的羁绊，到辽阔的宇宙太空去观测耀斑。近年来由于空间天文学的勃兴，这个理想已变为现实。1973年5月发射成功的“天空实验室”，装载多种太阳观测仪器，并由宇航员操纵使用，取得大量宝贵的观测资料。例如对1973年6月15日耀斑，从它出现前到闪光和爆发阶段，以至冷却结束，作了系统的观测。这整套稀世之珍的资料告诉我们，耀斑的爆发源是位于日冕中的微小核心。由它发射的高能粒子流沿环形轨道向下运动，一直冲击到太阳表面。耀斑的可见光辐射就是在这个运动过程中产生的，是一种次级产品。此外，对上述耀斑每隔10～20秒钟拍一条光谱，这样按时间序列得到的一整套光谱表明，不同谱线增强，达到极大和减弱的时间参差呈现，井然有序。日冕高温区的谱线首先露面，接着登场的是日冕-色球过渡区，随后是色球和光球的谱线。这些精彩的观测资料，是对斯塔拉克理论的有力佐证。 巧夺天工 耀斑神出鬼没，行踪难测，“守株待兔”式的观测容易失误。因此，在实验室里作人工模拟是一个好办法。早在五十年代．这样的“人工耀斑”就诞生了。它在某些方面与天然耀斑相比，甚为逼真，堪称维妙维俏，巧夺天工。就光谱来说，人工耀斑的氢线也有很宽的两翼，并且显著不对称。到了七十年代，实验愈做愈精彩了，磁场中性线湮没，磁力线再联结……这些新颖概念都由实验体现出来。这对耀斑研究大有裨益。当然，实验室的条件（至少是范围尺度）与太阳上的情况相差很远。因此人工耀斑有一定的局限性，不可能与天然耀斑完全一样。 近年来许多天文学家醉心于类星体、脉冲星、X射线源和γ射线源以及活动星系核的研究。这些天体韵共同特征是具有极高的能量。例如河外星系M 82在150万年前的一次大爆炸，释放的能量高达l056尔格。估计有的星系核爆发，能量竟可达到l060尔格！这些新奇事物导致一门崭新学科——高能天体物理学——的诞生。可是这些天体都离我们太遥远了，很难仔细观测。那末，能不能找到一个近在咫尺的高能天体物理现象呢？有的，这就是耀斑。作为可以近距观察的高能天体样品，耀斑的研究对天体物理学的发展将发挥愈来愈大的作用。 现在，第21周太阳活动峰年已经来临，这是耀斑研究的又一个大好时机。一个国际性的探索耀斑形成机理的计划已经开始执行。太阳峰年卫星(SMM)已经发射到宇宙空间中去。我们希望，这对揭示耀斑的奥秘将发挥巨大的作用。 叶式辉 |
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一篇科普读物说完了，下面我们开始正式开始介绍耀斑。记清楚，我们要从对耀斑的研究中得出以下两个结论：
1、频率很低的电磁波速度比光速要低。 2、磁场的传播速比光要慢100倍以上。 太阳射电基本上有三种不同性质的成分：宁静太阳射电﹑太阳缓变射电和太阳射电爆发。这三种成分，分别起源于宁静太阳大气﹑其些局部亮区（局部源）以及象太阳耀斑之类的瞬变扰动。 宁静太阳射电 在太阳未受扰动期间，日面上无局部源时仍然存在的一种太阳射电。这种射电成分的观测已遍及从短毫米波直到十米波的整个射电波谱，对应的亮温度约为10^4K。不同波长的太阳射电来自太阳大气不同高度的层次，因而在各种波长上进行观测，便可获得太阳大气各个层次的电子密度和温度的分布等物理特性。对宁静太阳射电的观测研究，证实了日冕的确具有相当高的运动温度（约10^6K），也证实了色球和日冕之间的过渡层具有非常陡的温度梯度。在蟹状星云等射电源被日冕掩蚀时，观测日冕的电波散射得知，太阳外冕的形状并非球对称，且具有非均匀的结构。 太阳缓变射电 在太阳上出现弱扰动时产生的一种太阳射电。缓变射电往往呈圆偏振，其强度变化具有与太阳自转周期相同的27天周期。这种射电成分通常出现于厘米和分米波段，亮温度约为5×10^5～5×10^6K。由于太阳射电辐射是电子密度和温度的函数，所以在多种波长上，对缓变射电局部源同时作高分辨观测研究，就有希望改进现有的活动太阳的大气模型。此外，对毫米波的高分辨率偏振测量，有助于确定低色球层的磁场结构。这些观测，对于研究耀斑物理起源有重要意义，而且可为进一步探讨缓变射电的辐射机制提供重要资料。 太阳射电爆发 当太阳有强烈的扰动时（如日面上突然出现耀斑爆发）产生的一种强度剧增的太阳射电。太阳射电爆发的强度常常会比宁静太阳射电和太阳缓变射电高得多，射电爆发的亮温度一般约为10^7～10^10K，最高可超过10^12K。它们主要产生于轫致辐射﹑同步加速辐射和等离子体辐射这几种机制。这些射电爆发通常与太阳耀斑有关， 它们起源于从低色球层到太阳外冕的整个太阳大气，从3毫米到40米波段都可以观测到。在不同的波长上，它们呈现出截然不同的物理特征，因而按波段可将它们分为微波爆发﹑分米波爆发和米波爆发三类： |
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太阳射电爆发 当太阳有强烈的扰动时（如日面上突然出现耀斑爆发）产生的一种强度剧增的太阳射电。太阳射电爆发的强度常常会比宁静太阳射电和太阳缓变射电高得多，射电爆发的亮温度一般约为107～1010K，最高可超过1012K。它们主要产生于轫致辐射﹑同步加速辐射和等离子体辐射这几种机制。这些射电爆发通常与太阳耀斑有关， 它们起源于从低色球层到太阳外冕的整个太阳大气，从3毫米到40米波段都可以观测到。在不同的波长上，它们呈现出截然不同的物理特征，因而按波段可将它们分为微波爆发﹑分米波爆发和米波爆发三类：
①微波爆发 形态最简单的一种射电爆发，其持续时间一般为几分钟到1小时。这种爆发呈现部分圆偏振，大都随时间有平滑的连续变化形态。微波爆发强度较小，其亮温度约为10^5～10^9K。按照其强度随时间变化的形态，又可分为脉冲爆发﹑渐升渐降爆发和微波大爆发三种。 ②分米波爆发 相对说来比较复杂，除平滑的连续谱外，还呈现出迭加在上面的多种多样的起伏。按照其频谱特性，分米波爆发基本上又可分为分米波连续辐射和分米波快漂移爆发两种。 ③米波（包括十米波）爆发 一种强度最大的射电爆发，其亮温度为10^7～10^12K，偶而最高可达10^15K，形态极为复杂而且多变。按照它们的频谱随时间而变化的特性，又可分为噪暴（包括特强辐射和Ⅰ型）﹑Ⅱ型﹑Ⅲ型﹑Ⅳ型﹑Ⅴ型五种爆发。噪爆是由持续几小时到几天的缓变的宽频带连续辐射（增强射电），以及迭加其上的一系列持续时间只有零点几秒到几秒钟的脉冲形窄频带快速爆发所组成。这种脉冲窄带成分就是Ⅰ型爆发。噪暴是唯一与耀斑无关，而只与黑子有关的一种米波爆发。Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发是一些分别持续几分钟和几秒钟的强烈爆发。它们的频谱特性是，其辐射频率分别以每秒1兆赫和每秒20兆赫的速率从高频漂移到低频，这是由于激起Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发的扰动媒介分别以0.003c和0.2～0.5c（c为光速）的巨大速度在太阳大气中向外运动所引起的。而且Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发往往同时以一对谐波出现。这些频谱特性表明，它们产生于等离子体振汤。在Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发后面，有时分别伴随著Ⅳ型爆发和Ⅴ型爆发。Ⅳ型爆发是一种部分偏振的平滑连续辐射，它们出现于极宽的频率范围。在不同波长上出现的Ⅳ型爆发的特性是迥然不同的，表明它们起源于不同的辐射源。Ⅴ型爆发是类似Ⅳ型爆发的连续谱爆发，通常出现于米波。 |
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太阳耀斑为我们提供了一个观测各种电磁波速度是否相同的一个大好机会。
只要用射电望远镜或太阳射电频谱仪观测不同频率电磁波到达地球的先后，就能判断电磁波的速度与频率是否有关。如果各种频率的电磁波同时到达，波速与频率自然没有什么关系，如不是同时到达呢，那就是与频率就有关了。怎样确定各种频率的电磁波是否同时到达呢？ 射电天文学对太阳耀斑进行了详细的研究。一旦太阳上突然发生耀斑之类的强活动时，便会出现一种变动剧烈、迅速而且频繁、短促的“射电爆发”。 射电爆发起源于低层色球，然后抛射到高层日冕的广阔的太阳大气中，因为发生在色球层中，所以也叫做“色球爆发”。它们的辐射强度非常大，从4毫米到40米之间的所有波长上都会出现。可是在不同的波长上，它们呈现出迥然不同的特征。 在微波段的射电爆发是最简单的一类，通常是一开始强度突然上升,迅速达到极大，然后较缓慢地下降。 分米波爆发比较复杂，按照频谱性质分为如下两类：一类为分米波连续辐射，其频带较宽，形态与微波爆发相似，故认为它是微波爆发在长波端的延伸。另一类为分米波快漂移爆发，其持续期很短，常成群出现，它的特征是辐射频率随时间发生很快的变化，从高频漂移到低频，漂移速率很大，通常超过每秒100兆赫。 在米波和十米波段的米波射电爆发与其它波段射电爆发完全不同，仅凭单个频率上的观测已不能满足要求。因此，专门设计了一种叫做“太阳射电频谱仪”的仪器来研究它们的活动过程。这种频谱仪能在很宽的波段内，利用快速扫描的方法，来同时进行许多波长上的观测，如果不考虑爆发的强度，就获得了爆发的频率和时间两个参量的“运动频谱图”。 米波射电爆发相当复杂，通常根据太阳射电频谱仪记录到的不同特征，把米波爆发划分为五种主要类型。这里仅讨论Ⅱ型爆发。 Ⅱ型爆发与太阳耀斑有密切关系，几乎所有Ⅱ型爆发都与耀斑相伴发生。Ⅱ型爆发具有较慢的频率漂移，因此又称慢漂移爆发。这种爆发的特点是，其频率明显地随着时间从高频向低频漂移。也就是说，先看到高频的电磁波，后看到低频的电磁波，持续时间约5～10分钟。这种爆发的频率漂移速率较慢，一般是每秒钟不到1兆赫。且频宽较窄，只有几兆赫。Ⅱ型爆发还有一个突出特点，它具有谐波结构，两个频率之比接近1 ：2。 频率慢漂移爆发的传统解释是爆发源在日冕中以每秒钟一千多公里的高速向外运动，因而引起爆发的频率慢慢地向低频漂移。频率快漂移爆发则是爆发源在日冕中作每秒钟十万公里的巨速向外运动。这两种解释都是站不住脚的，因为如果爆发源在日冕中作从太阳中心向外的运动，它与我们越来越近。根据多普勒效应，此时频率漂移就应当从低频到高频（紫移），而不是从高频到低频，这就与观察事实严重不符。如果爆发源在日冕中作向太阳中心的运动，由于太阳内部压力比外部要大得多，耀斑爆发源只可能作从太阳中心向外的运动，不可能作向太阳中心运动。于是用爆发源的运动来解释频率漂移是不成立的。同时频率漂移为什么只在米波和分米波频段才有，而在微波以上频段上没有？这也是一个问题。 事实上，频率漂移爆发应当是由频率不同的电磁波速度各不相同引起的。其原理是这样的：太阳耀斑爆发时各种频率的电磁波也同时爆发。电磁波爆发传到地球时，频率较高的电磁波速度较快，先到达地球上的太阳射电频谱仪，频率较低的电磁波速度较慢，后到达太阳射电频谱仪，也就是频率高的电磁波先在太阳射电频谱仪上显示出来，频率低的电磁波后在太阳射电频谱仪上显示出来，这才是频率漂移产生的根本原因。 根据已有资料，在分米波频段高频端及以上的电磁波的速度近似为光速。电磁波速度的减少主要是在分米波频段下端和米波频段上。 怎样计算频率慢漂移每下降1MHz波速减小多少呢？可以这样计算：首先，光线从太阳传到地球大约要500秒的时间。其次，根据频率漂移小于1 MHz/秒，那么频率每低1 MHz的电磁波传到地球就要多花1秒，比如501秒。此时电磁的速度变为：（300000km/秒×500）÷501=299400 km /秒=（300000-600）km /秒。也就是说，频率每降低1 MHz它们的速度的减小比600km/秒还应该大一些。 太阳射电频谱仪的观测资料表明，大约在3MHz——300MHz的米波频段上频率（纵坐标）随时间（横坐标）漂移的图象近似于一条向下倾斜的直带，它们间的关系近似于一次函数。所以，在此频段上电磁波速度下降的总值应大于：600×（300-3）=175800（km/秒）。 电磁波的最低速度是多少呢？电磁波可以看成是交变的磁场，稳恒的磁场可以看成是频率趋于0的电磁波，稳恒的磁场的传播速度就是电磁波传播速度的最低值。太阳耀斑爆发的同时一般会引起太阳上的大磁暴。光线从太阳传到地球只要8分钟，但太阳上巨大的磁暴到达地球形成地球磁暴要一到两天。根据相关资料，估计大至在800到2400分钟之间，或者说在约半天到一天半之间。这就充分说明光的速度要比磁场的传播速度快100～300倍，所以磁场的传播速度不是光速比光速低很多。人们普遍认为磁暴是耀斑爆发后产生的高能带电粒子流干扰地球的磁场，从而产生磁暴。这个观点也是不对的，地球产生磁暴的根本原因是耀斑爆发时产生的太阳磁暴传到了地球。在一定条件下，太阳磁暴也可以不断地加速或减速空间中的高能带电粒子流，它们主要是由太阳磁暴伴生的，高能带电粒子流的速度也就是太阳磁暴的速度。完全不考虑太阳磁暴传到地球对地球磁暴的重大干扰是没有道理的。 根据不完全统计资料对磁场和电磁波的传播速度粗略综合如下：频率趋于0的电磁波的传播速度为1000～3000 km/秒。电磁波的速度在1Hz——3MHz频段上没有测试资料。假设在300MHz处波速为299400 km /秒，在3MHz处的波速为299400 km /秒-175800km/秒=123600km/秒，然后频率每上升约1 MHz速度大约升高600km/秒，直到 300MHz处的299400 km /秒为止。这个速度已经接近光速。在微波及以上频段，以太对光的传播已经象固体一样，尽管频率还在升高，但速度基本保持不变，约为300000km/秒。当然，这里是根据频率漂移等于1 MHz/秒计算的，如果频率漂移小于1 MHz/秒很多，以上数值就会有很大的不同。 |
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对于频率漂移，传统观点是认为电磁波速度就是光速。但无论如何他都无法解释清楚：
频率慢漂移爆发的传统解释是爆发源在日冕中以每秒钟一千多公里的高速向外运动，因而引起爆发的频率慢慢地向低频漂移。频率快漂移爆发则是爆发源在日冕中作每秒钟十万公里的巨速向外运动。这两种解释都是站不住脚的，因为如果爆发源在日冕中作从太阳中心向外的运动，它与我们越来越近。根据多普勒效应，此时频率漂移就应当从低频到高频（蓝移），而不是从高频到低频（红移），这就与观察事实严重不符。由于太阳万有引力的作用，耀斑开时始爆发物只可能因其巨大的爆发动能从太阳表面被抛起，先作从太阳中心向外的运动，爆发物上升到太阳表面一定的高度，其爆发时的动能全部转变成引力势能，在引力势能作用下爆发物才会下落。于是爆发开始时用爆发源运动的多普勒效应直接来解释频率漂移是不成立的。当然，传统的解释也可以是这样：爆发源在爆发期间快速向太阳外层运动，以观察者对太阳中心的视线为例，在t1 时刻的A点发出的辐射和运动一段时间后的t2时刻的B点发出的辐射都有蓝移，但由于太阳引力对耀斑的运动是减速的，在B点发出的辐射兰移要小一些，因此在B点的辐射频率比A点发出的低，而A点的辐射先到达地球，B点的辐射后到达，于是产生了频率漂移，这种解释看起来是合理的，但存在两个问题。第一，如果是爆发源在太阳上减速造成的，那么不仅仅是米波频段才有爆发的频率慢慢地向低频漂移，所有频段的爆发都在作同样的运动，都应有同样的频率慢漂移。但频率漂移只在米波和分米波频段才有，而在微波以上频段上没有。第二，按传统解释，同一耀斑的频率漂移应是一样的，可是对同一耀斑在不同的频段上的观测发现有频率快漂移和频率慢漂移两种，传统的解释是造成这两种漂移的耀斑速度不同（相差100倍），这就与同一耀斑速度应是一样的相矛盾。 事实上，频率漂移爆发应当是由频率不同的电磁波速度各不相同引起的。其原理是这样的：太阳耀斑爆发时各种频率的电磁波也同时爆发。电磁波爆发传到地球时，频率较高的电磁波速度较快，先到达地球上的太阳射电频谱仪，频率较低的电磁波速度较慢，后到达太阳射电频谱仪，也就是频率高的电磁波先在太阳射电频谱仪上显示出来，频率低的电磁波后在太阳射电频谱仪上显示出来，这才是频率漂移产生的根本原因。 |
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关于M-M实验，是否有人尝试用光纤迈氏干涉仪做过类似实验？
光纤可以做的尺寸很长，如光纤陀螺仪，然后将光纤折叠多次，使尺寸变小以方便操作。理论上应该有与直线相同的效果吧？不过是一条直线变成方向保持不变的多条折线。 这样的实验，有可能得到更好的效果。 实验要求恐怕没必要那么严格，例如温度的影响，只要在各个反向影响相同，应该不会反映到实验结果中。 |
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对54楼：
几年前我为光纤迈-莫实验给王汝涌教授信，王教授认为由于温度的微小变化都会干扰实验结果，传统光纤陀螺是因为正反光路相同，是同一光纤，因此不受温度影响，倘若改为两独立光路，实验非常困难。 我认为把保温工作做足，实验是可行的。 ※※※※※※ 空间本无物理性质，具有以太的空间才有了局部静止系、惯性，运动才可以自身测量。 |
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谢谢hudem、jiuguang、王飞等网友关注。
这个“洛仑兹尺缩判别性检验试验”的课题我已于今年3月报到了国家自然基金委。好象向正规刊物投稿一样，报中的可能性很小。我已经作好了自己掏腰包我准备。 还有什么问题敬请广大网友帮我找找，以减少不必要的损失。 |
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对56楼： 很佩服您的实验精神！如果您用两光纤做迈-莫实验，就不能用光纤陀螺的光源，因为光纤陀螺是一条光纤，因此它可以用普通发光二极管的光源也可以干涉，对于两光路，长度不可能相同，因此必须考虑相干长度，并大于光纤的长度差。 ※※※※※※ 空间本无物理性质，具有以太的空间才有了局部静止系、惯性，运动才可以自身测量。 |
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王飞友：
我的这个试验其实和MM试没有什么本质的不同，只是一个光臂长达10米，而另一个光臂很短而已。其实这个长光臂可以用多次反射的短光臂来代替也是可以的，因为洛仑兹尺缩在运动的方向上是不分正向和反向的。比如用6次反射，每条光程为2米来替代。这样总的外观尺寸要小，抗振动性就会好很多。总的说来这个试验在今天来作应不会有太大的困难。 |
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叶老先生：
因为地球拖曳以太公转，使得地表仅存400多米/秒的以太风，要测量到这个东西，实验设备的精度是个关键，并不容易做到，否则别人早做了，如果您觉得有困难，可以不做，但不要搞个精度不高的实验，劳民伤财。有关计算可以产考扬红心先生的计算，我认为用光纤比较稳妥，光臂长度应大于1000米，具体多少长度是个技术限制，就要问问有关专家了。 ※※※※※※ 空间本无物理性质，具有以太的空间才有了局部静止系、惯性，运动才可以自身测量。 |
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叶老先生，我不太看好您这个实验，因为无论从哪个角度看，都很难得到正结果： 1、按相对论的观点，长度收缩是指对运动系的观察结果，长度收缩在本参考系是无论如何也体现不出来的也无法测量到的； 2、按牛顿理论，根本就不存在长度收缩问题； 3、按洛仑兹收缩，这一点也被历史上的不等臂长实验否定。 总之我认为不出现正结果的可能性大，建议您慎重做实验。 黄德民 |