SISTEMUL SOLAR VITEZA LUMINII

Sulger Diana

SISTEMUL SOLARSistemul solar ar putea fi definit ca fiind un

ansamblu de corpuri cosmice planete ąi aglomerări de materie, care

gravitează în jurul Soarelui din cauza câmpului gravitaţional al acestuia. Soarele se află în centrul sistemului solar ąi concentrează circa 99% din masa totală a acestuia. Este alcătuit în totalitate din gaze, are lumină proprie ąi temperatură ridicată cu care întreţine procese de generare a energiei.

Până la sfârąitul secolului al XIX-lea se cunoąteau doar planetele Mercur, Venus, Marte, Jupiter ąi Saturn.

SOARELE este centrul sistemului nostru solar. Masa Soarelui este de 750 ori mai mare decat masa adunata a planetelor. Energia solara se obtine prin reactii termo-nucleare transformand hidrogenul in heliu. Soarele este ca oricare din stelele Caii Lactee dar ni se pare asa luminoasa pentru ca se afla aproape de Pamant (149 milioane kilometrii). Soarele este important pentru cercetatorii pamanteni, pentru ca ei pot cerceta reactiile de pe suprafata stelei si proprietatile fizice ale acesteia.

In interiorul Soarelui densitatea este de 150 ori mai mare decat densitatea apei. Daca nucleu ar fi rece straturile exterioare s-ar prabusi in nucleu, si s-ar creea o formatiune numita “stea de neutroni”. Ca Soarele sa nu se distruga, in interior trebuie sa fie o temperatura de 150 milioane grade Kelvin. Desi in nucleu densitatea este de 134 g/cm@3, trebuie sa spunem ca nucleul Soarelui este in stare gazoasa. Soarele este alcatuit: nucleu, zona convectionala, fotosfera, cromosfera, coroana solara, protuberanta solara, vant solar. Raza solara este de 696.000 km., deci de 109 ori raza Pamantului. Suprafata este de 6,09 X 10@12 km@2, de 11.918 ori suprafata Pamantului.

MERCUR – dintre planetele ca Pamantul, Mercur este cea mai mica si cea mai apropiata de Soare. In timpul zilei temperaturile de pe Mercur pot atinge 700 K., iar in timpul noptii pot scade pana la 100 K. Presiunea de pe suprafata lui Mercur este de cel mult 1 milibar. O caracteristica specifica lui Mercur este aldeboul, sau capacitatea de a reflecta razele solare. Aldeboul lui Mercur este de 0,12. Pe suprafata lui Mercur se pot observa cratere, brazde, rupesuri si lineamente. Mercur nu are nici un satelit.Diametrul ecuatorial: 4878 km. ;Perioada de rotatie in jurul axei: 59 zile ;Densitatea medie: 5,44 g/cm@3 ;Timpul de rotatie in jurul soarelui: 88 zile ;

Planetele

VENUSVENUS – pentru ca apartine celor mai stralucitoare corpuri ceresti a fost numita dupa zeita frumusetii la greci. Este de 15 ori mai stralucitoare decat Sirius considerat cea mai stralucitoare stea. Venus se apropie cel mai mult de Pamant, trece la numai 42 milioane km de noi. Atmosfera este alcatuita in majoritate din bioxid de carbon ( 96% ), alte elemente: 3,5% nitrogen, 0,135% aburi de apa si alte gaze. Bioxidul de carbon creaza efectul de sera, deci temperatura este foarte ridicata de aproape 700 K. Presiunea atmosferica este de 90 bari. Diametrul ecuatorial: 12.104 km ;Perioada de rotatie in jurul axei: 243 zile ;Densitatea medie: 5,26 g/cm@3 ;Perioada de rotatie in jurul Soarelui: 225 zile;Nu are sateliti ;

MARTEMARTE – (planeta rosie) suprafata planetei este acoperita de cratere. Atmosfera este alcatuita din 95% bioxid de carbon, 3% azot si alte gaze. Ca si Pamantul, Marte are Ionosfera. Temperatura in timpul zilei ura la 15 grade C iar noaptea scade la –80 grade K. Polii planetei sunt acoperiti de calote de gheata. In timpul verii calotele se micsoreaza sau se topesc in totalitate. Pe Marte se pot observa furtuni de nisip a caror viteza poate sa ajunga la 60 km/h si se pot inalta pana la 30 km. Cele mai recente cercetari arata ca Marte are o rezerva imensa de apa chiar mai mare decat a Pamantului. Marte are doi sateliti descoperiti de Asaph Hall in 1877, numiti Phobos si Deimos, dupa caii zeului razboiului.Diametru ecuatorial: 6794 km ;Perioada de rotatie in jurul axei: 24 h 37’ ;Densitatea medie: 3,93 g/cm@3 ;Perioada de rotatie in jurul Soarelui: 687 zile.

JUPITER

JUPITER – este cea mai mare planeta din sistemul solar. Nu are suprafata solida vizibila. O formatiune specifica de pe suprafata planetei este Pata Rosie. A fost observata prima data de astrologul francez Jean D. Cassini in 1665. Pata are 48.000 km lungime si 11.000 km latime. Se presupune ca este un ciclon atmosferic al planetei Jupiter. Temperatura de pe suprafata planetei este de 2000 K. Presiunea este de 200.000 ori mai mare decat a Pamantului. Din masa totala 76% este hidrogen iar 22% heliu. Are 16 sateliti: Metis, Amalthea, Thebe, Io, Europa, Ganimede, Callisto, Leda, Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphae si Sinope.Diametrul ecuatorial: 142.800 km;Perioada de rotatie in jurul axei: 9h 55’ ;Densitatea medie: 1,3 g/cm@3 ;Perioada de rotatie in jurul Soarelui: 11,86 ani .

SATURNSATURN – este cea mai indepartata planeta dintre planetele cunoscute in antichitate. Inelele planetei se afla in planul ecuatorului, ele au fost observate de Galilei in 1610. Inelele sunt formate din particule mici probabil bucati ale unui satelit sfaramat din cauza atractiei gravitationale. Probabilitatea este mare ca ele sa fie acoperite de un strat de bruma sau gheata. Unul din satelitii Saturnului are atmosfera formata in proportie de 99% din azot. Saturn are 21 de sateliti: Atlas, Prometeu, Pandora, Epimetheu, Janus, Mimas, MimasB, Encelad, Tethys, Telesto, Calypso, TethysB, TethysC, Dione, 1980S6, DioneB, Rhea, Titan, Hyperion, Iapetus si Phoebe.Diametrul ecuatorial: 120700 km ;Perioada de rotatie in jurul axei: 10 h 40’ ;Densitatea medie: 0,7 g/cm@3 ;Temperatura medie: 180 grade C ;Perioada de rotatie in jurul Soarelui: 29,46 ani ;

URANUSURANUS – a fost descoperit de William Herschel pe 13 martie 1781. Este mai mare de 60 ori decat Pamantul. Este o lume de gheata invelit de hidrogen, heliu si metan. Temperatura nu depaseste 103 K. La inceputul anului 1977 un cercetator a semnalat existenta unui inel. Dupa informatiile sondei “Voyage 2”, inelul este alcatuit din 11 inele mai mici. Are 15 sateliti, 10 dintre acestia se afla la 50.000 – 86.000 km de planeta. Celelalte 5 sunt: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania si Oberon. Diametrul ecuatorial: 508.00 km ;Perioada de rotatie in jurul axei: 17h 14’ ;Densitatea medie: 1,2 g/cm@3 ;Perioada de rotatie in jurul Soarelui: 84 ani.

NEPTUNNEPTUN – a fost descoperit in 1846. Cercetarile au demonstrat ca traectoria planetei Uranus este influentata de o alta planeta. Astrologul U. Leverrier a prevazut existenta unei planete perturbatoare. A trimis calculele la Berlin unde Johanen Galle a gasit planeta la 1 grad distanta de locul prevazut de Liverrier. Neptun este fratele geaman a lui Uranus, dar are atmosfera mai bogata in metan, ceea ce ii confera culoarea albastra. O formatiune ce se poate observa este Marea Peta Inchisa, care este un ciclon ca si Pata Rosie. Planeta are 8 sateliti, dintre care doi au nume: Triton si Nreida. Diagonala ecuatoriala: 486.000 km ;Perioada de rotatie in jurul axei: 16 h 3’ ;Densitatea medie: 1,6 g/cm@3 ;Perioada de rotatie in jurul Soarelui: 164,8 ani.

PLUTO

PLUTO – a fost descoperita pe 12 martie 1930. Stim foarte putine lucruri despre aceasta planeta. Inca nu s-a putut demonstra ca are atmosfera. S-a demonstrat numai ca Pluto are un satelit: Charon.Diametrul ecuatorial: 2400 km ;Perioada de rotatie in jurul axei: 6 zile 9h ;Densitatea medie: 0,9 g/cm@3 ;Temperatura medie: -220 grade C;Perioada de rotatie in jurul Soarelui: 248,5 ani.

Ce sunt stelele? Stelele sunt sfere strălucitoare alcătuite din gaz. Singura stea suficient de apropiată de Pământ pentru a arăta ca o sferă este Soarele. Celelalte miliarde de stele sunt mult prea îndepărtate, încât par a fi punctiforme chiar ąi atunci când sunt privite prin cele mai puternice telescoape. Numărul aproximativ al stelelor este de 200 de bilioane de bilioane. Ele diferă prin strălucire ąi prin culoare, apărând galbene, albastre sau roąii, deoarece au mărimi ąi temperaturi diferite. Principalele elemente chimice aflate în componenţa lor sunt: hidrogenul ąi heliul. Temperaturile mari din centrul stelei fac posibile reacţii nucleare de fuziune între atomii de 1016m = 1an-lumină 1020 – suntem suficient de departe pentru a percepe forma spirală a galaxiei noastre

Ce sunt galaxiile? Galaxiile reprezintă grupări mari de stele, praf ąi gaze, având forme ąi mărimi diferite ąi ţinute împreună de către gravitaţie. Galaxiile mici au în componenţă sute de mii de stele, iar cele gigante au mii de miliarde. Graţie dezvoltării instrumentelor pentru observaţii astronomice, au fost identificate galaxii aflate la 10 miliarde de ani-lumină faţă de Pământ. Se estimează că în Universul vizibil se află în jur de 100 de bilioane de galaxii. Noi ne aflăm împreună cu sistemul solar într-o galaxie gigantică spirală, numită Calea Lactee. Ea conţine în jur de 200 de miliarde de stele ąi materie interstelară, ąi are diametrul de aproximativ o sută de mii de ani-lumină. Soarele se află pe unul dintre braţele spiralei ąi se roteąte în jurul centrului galaxiei, aflat la 26000 ani-lumină, cu viteza de 250 km/s. Timpul necesar unei rotaţii complete este de aproximativ 240 de milioane de ani. Există două tipuri de galaxii: spirale ąi eliptice. Toate galaxiile spirale se rotesc. La fel o parte dintre galaxiile eliptice. Galaxiile călătoresc foarte încet în spaţiu, trecând uneori unele pe lângă altele. Atunci pot apărea deformări. Este posibil chiar ca o galaxie mare să înghită una mai mică din cauza gravitaţiei. Se pare că ąi Calea Lactee a asimilat câteva galaxii mai mici. În timpul acestor procese, stelele nu se ciocnesc deoarece spaţiul dintre ele este foarte mare. Toate stelele vizibile în nopţile senine pe cer fac parte din galaxia noastră. Pământul se află pe braţul Orion. Privite prin telescop, celelalte galaxii apar ca niąte pete de ceaţă din cauză că se află la distanţe foarte mari. Din emisfera nordică se pot observa cu ochiul liber numai galaxiile din Andromeda, aflate la 2,3 milioane de ani de Calea Lactee ąi galaxia din Constelaţia Triunghiul. Revenim pe Pământ, la 100! Începem să călătorim spre lumea subatomică.

Ce sunt stelele ?Stelele (Figura 1) sunt uriase acumulari de gaze (de obicei hidrogen si heliu) fierbinti si luminoase, de forma sferica. Stabilitatea lor din punct de vedere al formei se datoreaza, in mare parte echilibrului format intre uriasele forte de gravitatie (care isi exercita forta spre interior) si reactiilor termonucleare din interiorul stelei (care isi exercita forta spre exterior).Fig 1. O stea oarecare Vazute de pe Pamant toate stelele, cu exceptia Soarelui, par a avea acelasi loc pe bolta cereasca pentru un timp foarte indelungat. Ele sunt intr-o miscare permanenta, iluzia starii fiind cauzata de distantele foarte mari dintre ele si Pamant.Numarul stelelelor vazute cu ochiul liber de pe Pamant este in jur de 8000, dintre care 4000 din emisfera sudica, iar 4000 in emisfera nordica.In Calea Lactee, galaxia in care se afla Soarele impreuna cu sistemul nostru solar, se estimeaza a fi cateva sute de miliarde de stele, care au fost observate cu ajutorul tehnologiilor moderne. Numarul galaxiilor cunoscute este de cateva sute de milioane, astronomii fiind convinsi ca numarul lor este mult mai mare.Cea mai apropiata stea de cea a sistemul nostru solar este Proxima Centauri, o componenta a sistemului solar format din trei stele, Alpha Centauri. Distanta dintre cele doua stele este aproximata la 4.29 ani lumina, adica 40 miliarde de kilometri. jp784h2475xppc Caracteristicile stelelor (culoarea, temperatura, luminozitatea, marimea) varieaza de la stea la stea in functie de masa lor (cantitatea de material continuta) si in functie de modul de formare. Caracteristicile unei anumite stele varieaza de asemenea, din cauza schimbarilor suferite in timpul perioadei de viata a acesteia. Viata unei stele varia de la sute de milioane pana la zeci de miliarde de ani terestri.

Nasterea unei steleStelele iau nastere din nori de praf cosmic, a caror densitate constanta este de cateva miliarde de ori mai mica decat a atmosferei terestre.La un moment dat, densitatea din norul de praf se mareste intr-un anumit punct (Figura 2), de obicei din cauza trecerii unei unde de soc supernovice sau a unui meteorit sau asteroid.Fig. 2 Formarea stelei in stare incipientaPunctul respectiv, cu o densitate, si astfel cu o putere gravitationala marita, atrage o masa tot mai mare de materie. Astfel se creeaza un efect in cascada, urmand ca el sa fie stabilizat in momentul in care temperatura si presiunea creste suficient de mult pentru a da nastere reactiilor termonucleare din interiorul stelelei.Daca la inceput, in interiorul norului de praf cosmic era o temperatura apropiata de zero absolut ( – 273.15 oC), dupa formarea stelei temperatura acesteia poate atinge mai mult de 10 milioane oC.

Energia stelelorReactiile termo-nucleare, care poarta numele de reactii de fuziune in fizica nucleara, sunt cele care fac stelele sa produca energie. In cele mai frecvente cazuri aceasta se gaseste sub forma de lumina, caldura si radiatii (de diferite frecvente).Reactiile de fuziune din interiorul stelelor, nu pot fi reproduse decat in anumite conditii, prezente numai pe corpurile ceresti de masa foarte ridicata: temperaturi de cateva milioane de grade Celsius si presiuni foarte mari (cauzate de forta gravitationala).Reactiile termo-nucleare constau in fuziunea a doua sau mai multe nuclee de hidrogen pentru a forma un nucleu de heliu, sau unul mai complex. In urma fuziunii, 0.7 la suta din masa hidrogenului este convertita in energie, ceea ce semnifica foarte mult.In stelele de masa scazuta, asemanatoare Soarelui, in urma proceselor de fuziune rezulta materiale relativ simple, cu un numar atomic mic, cum ar fi heliu(2) sau litiu (3).In urma fuziunii din stele cu o masa ridicata rezulta insa materiale mult mai complexe, cu un numar atomic mare.

Gaurile negreCand energia unei stele este pe terminate, tot hidrogenul a fost fuzionat in materie mai complexa din punct de vedere al structurii atomice, steaua respectiva se destabilizeaza, pierzandu-se echilibrul dintre gravitatie si reactiile termo-nucleare, care sunt din ce in ce mai reduse.Fig. 3. O gaura neagra care „inghite” totul din jurStelele care au o masa si astfel o forta gravitationala imensa (de obicei supernovele), incep sa se contracte. Cu cat suprafata stelei scade mai mult, campul gravitational creste. Intr-un anumit punct al procesului de contractie, nici lumina nu mai poate iesi din campul gravitational. Astfel, acest fenomen a primit numele de gaura neagra (Figura 3), nimic din ce este inauntru neputand iesi afara ... nici macar lumina.

Dupa ce ajunge la dimensiuni foarte reduse, gaura neagra incepe prima data sa „inghita” cu o viteza foarte apropiata de cea a luminii corpurile ceresti din jurul ei, sistemele solare si chiar intregi galaxi. Conform teoriilor unor savanti, sute de miliarde de teratone de materie sunt concentrate intr-un nucleu, cu volum inexistent, avand o densitate infinita.Se crede ca Universul care ocupa un volum infinit a fost format tot dintr-un astfel de punct de volum nul, cu densitate si masa infinite, ajuns la un punct de saturatie (critic). Big Bang-ul (Marea Explozie) a imprastiat toata materia in cateva secunde pe un volum imens.Daca Marea Explozie a fost de foarta scurta durata, recontractarea Universului se crede ca poate dura pana la cateva sute de miliarde de ani.

NebuloaseNebuloasele sunt nori de gaz, sau orice alte obiecte formate din material cosmic, care nu au o masa suficienta pentru a forma o stea.Nebuloasele luminoase sunt de obicei nori de praf cosmic care reflecta sau disperseaza lumina provenita de la stele sau alte corpuri ceresti care produc lumina. Ele sunt ramasitele stelelor care, ramanand fara energie, mor. Exista si nebuloase care disperseaza lumina (rosie sau verde) provenita de la stelele „tinere” din interiorul lor. Unele nebuloase au fost confundate cu grupuri de stele sau chiar cu galaxi, dar folosind tehnologii avansate si telescoape performante, oamenii de stiinta le-au reclasificat.Nebuloasele intunecate sunt formate din praf cosmic, care absoarbe o mare parte din radiatii. Ele sunt observate, de obicei, daca absorb lumina transmisa de stele sau nebuloase luminoase. Aceste corpuri ceresti au o masa putin mai mare decat a Soarelui. Astfel, cate odata ele formeaza noi stele.

Tipuri de steleIn functie de caracteristici stelele pot face parte din una din cele sase categorii:Stelele galbene sunt stelele de dimenisiuni normale. Din acesta categorie face parte si Soarele. Ele eu o perioada de viata de pana la 12 miliarde de ani terestri. Terminandu-si rezervele de hidrogen, astfel de stele se transforma in superuriase rosi, apoi in nebuloase in al caror centru se afla o pitica alba, care devine din ce in ce mai greu de observat.Superuriase sunt stele normale, al caror centru se transforma prin reactii de fuziune in materiale tot mai grele, incepand cu hidrogenul si treminand cu fierul, cu o temperatura care poate atinge cateva miliarde de grade Celsius. Suprafata acestor stele are temperaturi de pana la 6500 oC, avand culori variabile intre albastru-verzui si rosu. Ele sunt mai luminoase decat Soarele, deoarece au o suprafata mult mai mare. Marea majoritate a acestor stele explodeaza, transformandu-se in supernove atunci cand centrul lor contine in mare parte fier.

• Supernovele (Figura 7) sunt stelele rezultate in urma exploziei unei superuriase. O astfel de explozie poate lumina o galaxie intreaga pentru un timp destul de indelungat. Supernovele pot parea la inceput de pe planete mai indepartate ca fiind stele foarte noi, care sunt inca in curs de formare. Din astfel de stele, care de altfel au volumul cel mai mare, se pot naste gaurile negre, daca nucleul stelei are o masa suficienta.

Fig. 8. Pitica alba.• Piticele albe (Figura 8) reprezinta aproximativ 10% din masa unei superuriase rosii

care a murit, neavand sufiecienta masa pentru a exploda intr-o supernova. Marimea unei astfel de stele este doar putin mai mare decat a Pamantului, densitatea fiind insa mult mai mare decat a oricarui material existent pe Terra (mai mult de 1,4 tone/cm3). Astfel de stele stralucesc foarte slab in interiorul unei nebuloase, in final stingandu-se complet. O stea isi poate schimba caracteristicile, astfel incat poate face parte din mai multe categorii pe parcursul vietii ei.

VITEZA LUMINII

Viteza luminii în vid este o importantă constantă fizică universală; conform cunoștintelor pe care le avem în prezent, este viteza de propagare a luminii în vid perfect - independent de parametri fizici ai luminii cum sunt: culoarea, intensitatea, direcția, polarizarea sau durata propagării. Această caracteristică este proprie nu numai luminii din spectrul vizibil, ea este valabilă tuturor radiațiilor de natură electromagnetică cum sunt: undele radio, lumina infraroșie și ultravioletă, radiațiile X și Gamma. Viteza luminii în vid, conform teoriei relativității restrânse[1] al lui Einstein reprezintă valoarea limită a vitezei pe care o poate atinge un corp, indiferent de mediul în care se propagă[2]. Valoarea sa, exprimată în unități din Sistemul Internațional, este de 299.792.458 m/s (metri pe secundă)[3]. Determinări experimentale de mare precizie au demonstrat stabilitatea foarte mare a valorii vitezei luminii în vid: măsurătorile de laborator au arătat că variația vitezei de propagare pentru raze de lumină de culori (lungimi de undă) diferite se încadrează într-o abatere de valori ce reprezintă unu la 1014 parte din valoarea determinată.[4][5]

Deși simbolul vitezei în fizică este "v," pentru viteza luminii în vid se folosește un simbol consacrat, litera minusculă "c", mai rar „c0”, de la cuvîntul latinesc celeritas (viteză)[6].

Lumina se propagă cu viteză atât de mare încât nici un fapt empiric comun nu permite evaluarea sa pe cale obișniută, de-a lungul istoriei au existat polemici științifice și filozofice privind caracterul finit sau infinit al vitezei ei. Viteza de propagare a luminii este de milioane de ori mai mare decât a sunetului, poate înconjura Pământul de aproximativ 7 ori în decursul unei secunde, parcurge distanța de la Pământ la Lună în mai puțin de 1,3 secunde. Pentru a fi posibilă măsurarea cu suficientă precizie a valorii vitezei luminii a fost nevoie de tehnici speciale care au evoluat odată cu dezvoltarea diferitelor ramuri ale fizicii.Prima determinare experimentală a valorii vitezei luminii, după nenumărate încercări eșuate a fost făcută de către Ole Rømer în anul 1676. Începând cu secolul al XX-lea performanțele determinărilor experimentale s-au îmbunătățit atât de mult încât au permis cunoașterea valorii ei cu o eroare relativă de 3,34x10-7%, această precizie, extrem de mare a condus la redefinirea etalonului unității de lungime, metrul, printr-o nouă definiție, bazată pe „valoarea exactă” a vitezei luminii în vid adoptată prin convenție.

Valoarea vitezei de propagare a luminii în orice mediu material transparent este mai mică decât valoarea vitezei luminii în vid. Ea depinde de caracteristicile electrice și magnetice ale mediului în care se deplasează și nu se modifică pentru un mediu material transparent, omogen și izotrop. La trecerea luminii dintr-un mediu transparent, omogen și izotrop într-un alt mediu are loc modificarea vitezei, concomitent cu schimbarea direcției de propagare, fenomen cunoscut în optica geometrică sub denumirea de refracție

Lumina se propagă cu o viteză atât de mare încăt nici o experiență obișnuită din viața de toate zilele nu sugerează ideea că semnalele luminoase nu se propagă cu viteză infinită.Din cele mai vechi timpuri, intuiția oamenilor a condus la ideea că lumina se propagă instantaneu.Totuși, odată cu dezvoltarea metodelor de măsurare și apariția unor noi modele ce descriau natura, în epoca renașterii se punea tot mai frecvent întrebarea :„cât de repede se propagă lumina?”. Galileo Galilei a fost cel care a ridicat cel mai tranșant această problemă, în prima jumătate a secolului al XVII-lea, a încercat să determine viteza luminii, mai întâi pe cale experimentală (în jurul anului 1620), apoi a teoretizat problema metodei de determinare.În lucrarea sa fundamentală „Dialogo dei massimi sistemi del mondo” (Dialog despre cele două sisteme principale ale lumii), apărută pentru prima oară la Florența în anul 1632, și publicată șase ani mai târziu în Olanda, scrisă sub forma unui dialog imaginar dintre trei persoane fictive care se numesc Sagredo, Salviati și Simplicio, descrie următorul raționament sub forma unei discuții:

Experiența lui Galilei („metoda lanternei și paravanului”)Galilei și un asistent al său au efectuat experiența descrisă în „Dialog despre cele două sisteme principale ale lumii”, după toate probabilitățile în anul 1620, undeva în apropierea Florenței.Experimentul a constat în următoarea procedură: el și asistentul său se aflau la o oarecare distantă unul față de celălalt, în noapte.Fiecare avea o lanternă (un „felinar”) în mână care putea fi acoperit cu ajutorul unui paravan acționat manual după voie.Galilei a pornit experiența dezobturând felinarul lui.Când lumina a ajuns la asistentul său, acesta a descoperit felinarul lui, lumina căruia a fost observat de către Galilei.Cunoscând cu precizie distanta dintre cei doi, Galilei a încercat să măsoare timpul scurs între momentul descoperirii primului felinar și momentul în care el a observat lumina celui de-al doilea felinar.Prin raportul dintre dublul distanței dintre cei doi și acest interval de timp ar fi trebuit să găsească valoarea vitezei de propagare a luminii în aer.Rezultatul experienței a fost un eșec, din cauza faptului că Galilei nu a putut pune în evidentă o diferență de timp între cele două momente.Se știe astăzi că pentru o distanță de 1 km între cei doi, lumina face un parcurs dus-întors într-un interval de timp de circa 3.3x10-6 s.Acest interval de timp este cu ordine de mărime mai mic decât timpul de reacție uman respectiv precizia ceasurilor obișnuite, motiv pentru care experiența lui Galilei a fost sortit eșecului.