亨利·卡文迪許—搜狗百科

電學研究

卡文迪許在電學上進行了大量重要而不為人知的研究。

1687年，牛頓在他的《自然哲學的數學原理》中闡述了牛頓運動定律和萬有引力定律。牛頓在推導萬有引力定律時曾提出並證明過這樣一個命題：「如果粒子間的吸引力隨著它們之間距離平方的增加而下降的話，那麼一個質量分布均勻的空心球殼對其內部任意一個質點的引力的合力為零，而不管這個質點位於球殼內的哪一點。」由牛頓的命題可以推知：凡是遵守平方反比律的物理量都應遵守這一結論，換言之。凡能表現出這種特性的作用力都應服從平方反比律。

受牛頓研究的影響，卡文迪許圓滿解釋了電荷在導體表面分布並嚴格遵守距離平方反比律的原因。他說：「從牛頓的證明中同樣能得到這樣的結論：如果排斥力反比於稍高於二次方的冪，電荷將被推向中心；如果排斥力反比於稍低於二次方的冪，電荷將被從中心推向外緣。」

1773年，卡文迪許用兩個同心金屬球殼做實驗驗證了自己的結論，發現了電荷間的作用規律。在他的實驗中，外球殼由兩個半球組成，兩半球合起來正好形成內球的同心球殼。

他在1777年向皇家學會提交論文，認為電荷之間的作用力可能呈現與距離的平方成反比的關係，後來被庫侖通過實驗證明，成為庫侖定律。他和法拉第共同主張電容器的電容會隨著極板間的介質不同而變化,提出了介電常數的概念，並推導出平板電容器的公式。他第一個將電勢概念大量應用對電學現象的解釋中。並通過大量實驗，提出了電勢與電流成正比的關係，這一關係1827年被歐姆重新發現，即歐姆定律。卡文迪什對電學的研究基本都沒有發表，詹姆斯·克拉克·麥克斯韋的最後五年致力於對卡文迪什個人實驗記錄的整理，於1879年出版了麥克斯韋注釋的《卡文迪什的電學研究》，卡文迪什在電學上成果才使世人知曉。

稱量地球第一人

卡文迪許在物理學上最為人推崇的重大貢獻之一，是他在年近70歲時完成了測量萬有引力常量的扭秤實驗，從而使牛頓的萬有引力定律不再是一個比例性的陳述，而成為一項精確的定量規律，引力常量的測定也為牛頓的萬有引力定律的可靠性提供了最重要的實驗佐證。

17世紀時雖然牛頓發現了萬有引力定律，給出了計算兩物體之間的萬有引力的數學公：F=G(m1*m2)/r^2(其中F為萬有引力,G為引力常量,m1,m2分別為兩物體的質量,r為兩物體的距離)

但牛頓卻沒有給出引力常量的具體值。雖然科學家一直努力想測出該值,但都沒有取得令人滿意結果,因為一般的物體之間萬有引力十分的小,所以萬有引力常數也很小(測量值約為6.673E-11m^3/(kg*s^2))。

而在卡文迪許完成他的實驗以前，天體的絕對質量是不能精確地測定的，只能由行星的衛星軌道來決定行星質量的相對值。

版本一

1797年卡文迪許完成了對地球密度的精確測量。他使用的裝置是約翰·米切爾設計，但米切爾本人不久去世，將裝置遺留給了沃拉斯頓，後被轉送給卡文迪什。裝置是由兩個重達350磅的鉛球和扭秤系統組成。為了消除氣流干擾，卡文迪許將裝置安裝在一個不透風的房間，自己則在室外用望遠鏡觀測扭矩的變化。之後他向皇家學會提交報告，給出了目前看來仍然比較精確的地球密度值。這一測量被稱為開創了「弱力測量的新時代」。很多文章稱卡文迪許求出了萬有引力常量，實際上卡文迪許當時只關心地球的密度，並沒有涉及其他。而採用卡文迪許的測量結果通過計算可以求出萬有引力常量和地球的質量。

版本二

1798年，卡文迪許改進了約翰·米歇爾所設計的扭秤，在其懸掛扭秤的金屬絲上附加一塊小平面鏡M，如圖2所示，實現了對金展絲扭轉角度的放大，利用望遠鏡在室外遠距離操縱和測量，防止了空氣的擾動(當時還沒有真空設備)。他用一根39英寸的鍍銀銅絲吊一6英尺長的木杆，桿的兩端各固定一個直徑2英寸的小鉛球m，另用兩個直徑12英寸的固定著的大鉛球m』吸引它們，測出鉛球間引力引起的擺動周期，由此計算出兩個鉛球的引力，從而推算出萬有引力常量G的數值為6.754X1O-11N·m2/kg2。他的測定方法非常精巧，在八、九十年間竟無人能趕超他的測量精度，就是現在看來，卡文迪許的測量仍有相當的精確度(1979年G的測量值為6.6720XlO-11N·m2/kg2)。卡文迪許把自己的這個實驗稱做「測量地球的重量」，他通過測定的G值算出地球的平均密度為水密度的5.481倍(地球密度的現代數值為5.517g/cm3)，成為「稱量地球第一人」。

相關實驗

在卡文迪許的實驗中利用了一個扭秤，典型的設計可由一根石英纖維懸掛一根載有質量為m1及m2的兩個小球的桿而組成，如圖3.6a所示。每個小球距石英纖維的距離L相等。當一個小的可測量的扭矩加在這個系統上時，在石英絲上可以引起扭轉，記下這個扭轉值可以標定扭秤。我們可以利用這個扭矩，它是由具有恆定的、作用力已知的彈簧在m2的位置上施加一個水平的力而組成。

如果質量為M1及M2的兩個物體分別位於與質量為m1及m2的兩個小球的水平距離很小的位置上，我們可以觀測到石英絲的旋轉，如圖3.6b所示。我們可以分別決定m1與M1以及m2與M2的距離r1及r2，然後求施加在桿的端點的水平方向上的力，由此確立加石英纖。

從質量M的測量所得的偏離，再根據上面所說到的，由石英絲旋轉大小而取得的扭秤的標定，我們可以決定N之值。由於我們可以測量N，L，r1，r2以及所有不同物體的質量，在方程(3.48)中除了G以外，所有量都是已知的，於是可從方程(3.48)直接決定G，其值為G=6.7×10^(-8)達因·厘米2·克-2。(A^B表示A的B次方)

一旦G的值已知，利用開普勒第三定律，方程(3.47)可以立即決定太陽的質量。開普勒第三定律實際上是包含太陽及行星的總質量M的，但是對不同行星進行計算後，我們可以證實，太陽的質量很接近於M，而行星的質量僅約為～0.0013M⊙，在近似計算中可以忽略。利用已知的月球軌道及相似的方法，可以導得地球的近似的質量。