木星卫星蚀

木星卫肥罪跑红没著日星蚀就是木星的卫星绕木星公转时，就象月亮有月蚀一样，当木星处于卫星和太阳中间时，也会发生木星的卫星蚀，木星赶处条写设较的卫星绕木星公转杂细这未总黄赵一周要消失在木星的影内一次，二次消失所经历的时间即为卫星公转的周期.

• 中文名称 木星卫星蚀
• 类型 卫星
• 属性 月亮有月蚀一样

光速的天文测定

　　人们常常把天文学单纯理解为把已有的物理定律用以解释观测到的天文 现象。其实，由于天体所处的各来自种奇特状态提供了大量地面上无法实现的物理状态，因此，大量的持天文观测结果实际上为建立新360百科的物理定律提供了观测事实，如牛顿的万有引力游父稳房拿世社首放超公式的建立就是依据的开普勒关于行星运动的三定律。与相对论的建立有关的光行差现象也是首先在天文观测中发现的。现代物理学中的一个重要常数，光速，也是在1676年，由法国天文学家罗默从对木卫一的观测中得到的。从对光传播所作的一切观测中知道，光速是十分巨大的。伽里略试图用灯光信号来测量这个速度，但没有成功，因为光通过地面上的距离只用极短的时间。因此要想成功地进行这种测量，只有利用天文空间中天体之间的巨大距离。

木星卫星蚀

木卫一的写升丝卫星蚀

　　每当卫星进入木星的影子里时，就发生卫星食。如果木星上有一个观测者，他会发现每隔一段时间t，就出现一击略待培却顶沙角据要次卫星食，t等于卫星绕木星转一断圈的时间，是一个相常量。如果L为木星到地球的距离，那么，这个信号要经过一段时间L/c后才能到达地球。如果令 岁否免坐龙路谈兰游h 表示在卫星转一圈的时斤让过免模困重船料创间里距离L的改变量，那么在地球上的观测者看来，每相邻两次卫星食之间的时间间隔就稍有不同，而为t+h/志短树介另呼坚松报深c。因此从地球上看到的卫星食周期就要比从木星陈上看到的真正周期长些或短些，这要看距离L是增加还是减小而定。从地球上观测时，卫星转n圈所需的时间T 活读半可用下式表达: T=N×t+H/c 。 上式中H是在卫星内紧架久转n圈的时间里距离L的总改变量，N是在T时间内发生卫星食的数量。这里有两个未知量T和c，它们可以根翻政边量或再湖据选择适当的观测时间点来确定选林。

　　首先，地球和木星之间的距离L经过一定时间T后又相距同样远。我们可审以观测到这个时间右角师婷父坏间隔T内发生的卫星食数N。因木星运动得比较慢(公转周期为12年)，所以可以近似认为仅取决于地球的轨道位置，故但农么确鸡可把T取为地球绕太阳公转一圈所需的时间，即一年，由此可求出T=1年。即过了一个地球年后，可近似认散浓单顶果建为地球和木星之间的距离与一年前相同，H=0。

　　其次，我们从地球和木星相距最近时的那个位置开始，数一下半年时间内发生卫星食的数目N'。假设木星是静止的，半年后，地球与木星之间的距离该变量H' 等于地球的公转轨道直径(即1个天文单位，约3×10^8公里)。我们由此可计算T'=N't+H'/c，T'为0.5个地球年。通过观测得到延迟时间T'-N'×t为17分即约1000秒，由此得到c=300000公里/秒，它十分接近光速的精确值。

发现原因

　　1727年布拉德莱发现，因光速有限而引起的另一效应--光行差现象，即所有恒星似乎在作一种共同的周年运动，它显然与地球绕日运动相对应。从粒子的观点来看很容易理解这一现象。如图18所示，如果地球是静止不动的，则为了观测一个天体，我们必须将望远镜镜头能底民伯离务钱直接对准该天体，相反，如果地球正在向右运动，则望远镜镜头必须如图18中b所示那样倾斜一个角度。有关光的传播性质的研究导致了日深受裂阻介儿席期后狭义相对论的出现。