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光学基础知识
光学基础知识
物理学的一个部门。
光学的任务是研究光的本性，光的辐射、
传播和接收的规律；光和其他物质的相互作用（如物质对光的吸收、散射、光的
机械作用和光的热、电、化学、生理效应等）以及光学在科学技术等方面的应用。
17世纪末，牛顿倡立“光的微粒说”。
当时，他用微粒说解释观察到的许多光
学现象，如光的直线性传播，反射与折射等，后经证明微粒说并不正确。
1678
年惠更斯创建了“光的波动说”。
波动说历时一世纪以上，都不被人们所重视，
完全是人们受了牛顿在学术上威望的影响所致。
当时的波动说，只知道光线会在
遇到棱角之处发生弯曲，衍射作用的发现尚在其后。
1801年杨格就光的另一现象（干涉）作实验（详见词条：
杨氏干涉实验）。
他让光源S的光照亮一个狭长的缝隙S，这个狭缝就可以看成是一条细长的光源，从这个光源射出的光线再通1
过一双狭缝以后，就在双缝后面的屏幕上形成一连串明暗交替的光带，他解释说
光线通过双缝以后，在每个缝上形成一新的光源。
由这两个新光源发出的光波在
抵达屏幕时，若二光波波动的位相相同时，则互相叠加而出现增强的明线光带，
若位相相反，则相互抵消表现为暗带。
杨格的实验说明了惠更斯的波动说，也确
定了惠更斯的波动说。
同样地，19世纪有关光线绕射现象之发现，又支持了波
动说的真实性。
绕射现象只能借波动说来作满意的说明，而不可能用微粒说解释。
20世纪初，又发现光线在投到某些金属表面时，会使金属表面释放电子，这种
现象称为“光电效应”。
并发现光电子的发射率，与照射到金属表面的光线强度
成正比。
但是如果用不同波长的光照射金属表面时，照射光的波长增加到一定限
度时，既使照射光的强度再强也无法从金属表面释放出电子。
这是无法用波动说
解释的，因为根据波动说，在光波的照射下，金属中的电子随着光波而振荡，电
子振荡的振幅也随着光波振幅的增强而加大，或者说振荡电子的能量与光波的振
幅成正比。
光越强振幅也越大，只要有足够强的光，就可以使电子的振幅加大到
足以摆脱金属原子的束缚而释放出来，因此光电子的释放不应与光的波长有关。
但实验结果却违反这种波动说的解释。
爱因斯坦通过光电效应建立了他的光子学
说，他认为光波的能量应该是“量子化”的。
辐射能量是由许许多多分立能量元
组成，这种能量元称之为“光子”。
光子的能量决定于方程
E=hν
式中E=光子的能量，单位焦耳
-34h=普朗光常数，等于6.624?
10焦耳?
秒
ν=频率。
即每秒振动数。
ν=c／λ，c为光线的速度，λ为光的波长。
现代的观念，则认为光具有微粒与波动的双重性格，这就是“量子力学”的基础。
在研究和应用光的知识时，常把它分为“几何光学”和“物理光学”两部分。
适
应不同的研究对象和实际需要，还建立了不同的分支。
如光谱学，发光学、光度
学，分子光学、晶体光学，大气光学、生理光学和主要研究光学仪器设计和光学
技术的应用光学等等。
严格地说，光是人类眼睛所能观察到的一种辐射。
由实验证明光就
是电磁辐射，这部分电磁波的波长范围约在红光的0.77微米到紫光的0.39微米
之间。
波长在0.77微米以上到1000微米左右的电磁波称为“红外线”。
在0.39
微米以下到0.04微米左右的称“紫外线”。
红外线和紫外线不能引起视觉，但
可以用光学仪器或摄影方法去量度和探测这种发光物体的存在。
所以在光学中光
的概念也可以延伸到红外线和紫外线领域，甚至X射线均被认为是光，而可见光
的光谱只是电磁光谱中的一部分。
物理学上指能发出一定波长范围的电磁波（包括可见光与紫外线、
红外线和X光线等不可见光）的物体。
通常指能发出可见光的发光体。
凡物体自
身能发光者，称做光源，又称发光体，如太阳、恒星、灯以及燃烧着的物质等都
是。
但像月亮表面、桌面等依靠它们反射外来光才能使人们看到它们，这样的反
射物体不能称为光源。
在我们的日常生活中离不开可见光的光源，可见光以及不
可见光的光源还被广泛地应用到工农业，医学和国防现代化等方面。
光源主要可
分为：
热辐射光源，例如太阳、白炽灯、炭精灯等；气体放电光源，例如，水银
灯、荧光灯等。
激光器是一种新型光源，具有发射方向集中、亮度高，相干性优
越和单色性好的特点。
光学中以光的直线传播性质及光的反射和折射规律为基础的学科。
它研究一般光学仪器（如透镜、棱镜，显微镜、望远镜、照相机）的成像
与消除像差的问题，以及专用光学仪器（如摄谱仪、测距仪等）的设计原理。
严
格说来，光的传播是一种波动现象，因而只有在仪器的尺度远大于所用的光的波
长时，光的直线传播的概念才足够精确。
由于几何光学在处理成像问题上比较简
单而在大多数情况下足够精确，所以它是设计光学仪器的基础。
光学中研究光的本性以及光在媒质中传播时各种性质的学科。
物理光学过去也称“波动光学”，从光是一种波动出发，能说明光的干涉、衍射
和偏振等现象。
而在赫兹用实验证实了麦克斯韦关于光是电磁波的假说以后，物
理光学也能在这个基础上解释光在传播过程中与物质发生相互作用时的部分现
象，如吸收，散射和色散等，而且获得一定成功。
但光的电磁理论不能解释光和
物质相互作用的另一些现象，如光电效应、康普顿效应及各种原子和分子发射的
特征光谱的规律等；在这些现象中，光表现出它的粒子性。
本世纪以来，这方面
的研究形成了物理光学的另一部门“量子光学”。
光源发出之光，通过均匀的介质时，恒依直线进行，叫做光的直
进。
此依直线前进之光，代表其前进方向的直线，称之为“光线”。
光线在几何
光学作图中起着重要作用。
在光的直线传播，反射与折射以及研究透镜成像中，
都是必不可少且要反复用到的基本手段。
应注意的是，光线不是实际存在的实物，
而是在研究光的行进过程中细窄光束的抽象。
正像我们在研究物体运动时，用质
点作为物体的抽像类似。
指地球进入月球的本影中，太阳被遮蔽的情形。
当太阳、月球和
地球在同一条直线上时便会发生。
月球每月都会处于太阳与地球之间，不过日食
并不能每月看到，这是因为白道（月球的轨道）平面对地球轨道有5?
的倾角。
月球可能时而在黄道之上或时而在黄道之下，故其阴影不能落在地球上。
只有当
太阳、月球和地球在一直线内，才能产生日蚀。
如果地球的某一部分在月影之内，
即发生日蚀；日蚀有全蚀、偏蚀、环蚀三种。
地球上的某些地方正位于月球的影
锥之内（即在基本影之内）这些地方就能观看到日全蚀。
锥外虚影所射到的地方
（即半影内的地方）则看到偏蚀。
月球离地球较远的时候，影锥尖端达不到地面，
这时从圆锥的延长线中央部分看太阳的边缘，还有狭窄的光环，这就是发生的环
蚀现象。
环蚀在亚洲，一百年中只能遇见十几次，在一个小地区欲见环蚀者，数
百年也难得有一次机会。
月影投到地面上，急速向西走，所以某一地点能够看见
的全蚀时间非常的短，最长不过七分半钟，平均约3分。
日全蚀带的宽度，平均约160公里。
在某一地点能够看见日全蚀的机会，非常的少；平均360年只有一
次。
日全蚀的机会虽少，而需要观测和研究的问题甚多。
例如日月相切时刻的测
定。
爱因斯坦引力说的证明等等。
在我国古代称之为岁星，是九大行星中最大也最重的行星，它的
直径比地球的直径大11倍，它的质量也比地球重317倍。
它的自转周期为9.842
小时，是所有行星中最快的一个。
木星上的大气分布很广阔，其组成含氢（H）2
氮（N）、沼气（甲烷CH）及氨气（NH），因此，其表面完全为昏暗所笼罩着。
243
木星离地球的距离为628220000公里，它的赤道直径为142804公里，比地球
要大11倍。
虽然它是太阳系最大的一颗行星，但它却有最短的自转周期，比起
地球的一天短了14小时6分钟；故知它是以极其惊人的速度不停地自转着，就
是在其赤道上的某一质点最少也以时速45000公里的速度卷旋前进着。
离心力在赤道地带也大得惊人，结果便造成赤道的凸出，使此行星变成如一个压扁的橙
子一样。
木星有四颗大卫星，被命名为木卫一、木卫二„，都能用小望远镜看到，
甚至有人能用肉眼观察到。
显然它们的体积必定相当可观，它们的直径木卫一约
是3719公里，木卫二约是3139公里，木卫三约是5007公里，木卫四约是5184
公里。
在这四颗卫星中，最靠近木星表面的一颗就是木卫一。
由于巨大的卫星引
力。
木卫一只能以42小时半的时间环绕木星一周。
在这些木卫环绕木星的过程
中，它们有时在木星之后所谓被掩，有时在木星的阴暗面，称为蚀，有时在木星
前叫作凌犯。
当地球位于太阳和月球之间而且是满月时，进入地影的月球，就
会发生月蚀。
月球全部走到地影中的时候，叫做全蚀；只有一部分进入本影的时
候，叫做偏蚀。
月全蚀的时候可分做五象，当月球和本影第一次外切的时候，叫
做初亏；第一次内切的时候叫做蚀既；月心和本影中心距离最近的时候，叫做蚀
甚；当月球和本影第二次内切的时候，叫做生光；第二次外切的时候叫做复圆。
偏蚀时，只有初亏、蚀甚、复圆三种现象。
月蚀现象一定发生于望（阴历十五）
的时候；但是望的时候，未必发生月蚀。
这是因为白道（月球运行轨道）和黄道
（地球运行的轨道）不相一致的缘故。
但望时的月球如果距离交点太远，将不能
发生月蚀；必须在某一定距离之内，才可以发生月食，这一定的界限，叫做月蚀
限；这限界是随日、月、地球的距离和白道交角的变化而略有变动，最大值为
12.2?
，最小值为9.5?
。
月蚀最长时共维持3小时40分，其中1时40分为全
蚀，其余两小时为偏蚀。
月蚀如在地平以上发生，则因地球自转，故可见地区超
过半个地球。
月全蚀时因地球大气反射红光进入地影，故可见古铜色微光之月面。
月蚀次数虽较少，但见蚀带极广，而日蚀带狭窄，故同一地区之居民，看见月蚀
之次数较日蚀多。
一般指光在真空中的传播速度。
真空中的光速是物理学的常数之
一，它的特征是：
（1）一切电磁辐射在真空中传播的速率相同，且与辐射的频
率无关；
（2）无论在真空中还是在其他物质媒质中，无论用什么方法也不能使
一个信号以大于光速c的速率传播；（3）真空中光速与用以进行观测的参照系
10无关。
如果在一伽利略参照系中观察到某一光信号的速率为c=2.99793?
10厘米／秒，那么，在相对此参照系以速度v平行于光信号运动的另一个伽利略参照
系中，所观测到的光信号一定也是c，而不是c＋v（或c-v），这就是相对论的基础；（4）电磁学理论中的麦克斯韦方程和罗伦兹方程中都含有光速。
当用高
斯单位来写出这两个方程时，这一点特别明显。
光在真空中的速度为c，在其他媒质中，光的速度均小于c，且随媒质的性质和光波的波长而不同。
伽利略曾经建议，使光行一段7.5千米的路程以测定其速度，但因所用的设备不完善而未成功。
此后，直到1675年，丹麦学者罗默在巴黎求得光速之可用数值。
罗默把他的观察扩展到宇宙之间，而其所用的研究对象
则为木星卫星的成蚀。
这些卫星之中最内层的
因此，每经过此一周期之间隔，M便再次进入木星J之阴影中，而使地球上的观察者暂时无法看到它。
罗默发现，当地球E环绕太阳S作公转
木星卫星的成蚀要迟14秒钟会才发生；又当地球在同一时间（即
至于木星卫星的实际绕转周期，则可根据地球公转到E或E时所作之观测58
2求得。
罗默认为此一现象，确实是由于地球从E运行到W之时，光之进行必须1
跟在地球后面追赶上去，而当地球由E运行到E时，则光之进行可对着地球迎67
着赶上所致。
由此可知，E与E或E与E之间的距离，与地球在木星的卫星绕木1267
星一周所需要的时间内运行的路程相符合。
因为地球公转速度为30千米／秒，所以此二距离都是等于42.5?
60?
60?
30（千米），约为，4600000千米。
这说明光需要多走14秒钟始能赶上地球由E至E的这一段距离；另一方面它在地12
球由E至E向光迎头赶上的这段距离中，光之行进却能省下14秒钟。
由此得到67
光速约稍大于300000千米／秒（4600000／14?
328000千米／秒）。
当地球由E远离木星而继续运转至E、E„等处时，那么当靠近E时，则每次成蚀延2345迟之时间相继地累积起来，直到地球渐近于E时成蚀延迟时间逐渐减少为零了5
（此乃由于木星与地球间的距离之增加，由于接近E而渐渐减少，终于抵达E55而趋于零所致）。
故成蚀延迟之时间，当地球在半年之中由E运转至E时，每85次成蚀延迟时间相加起约等于1000秒。
这也就是光从木星到达E和光从木星到5达E8这两段行程所需的时间差（亦即光行经地球公转轨道直径EE所需之时间）。
58由天文学上可知地球公转的轨道这直径为d=300000000千米；利用此数值计算出的光速为
这一数值要比根据每连续两次木星卫星成蚀之时差所求得的光速更可靠一
些。
罗默测出的光速c=315000千米／秒，和现在科学家采用更较精细的量度方
法在真空中求得之光速的数值c=299696?
4千米／秒，实极接近。
c=299796
这个数值是美国物理学家迈克耳孙测出的。
在激光得以广泛应用以后，开始利用
激光测量光速。
其方法是测出激光的频率和波长，应用
c=λν
计算出光速c，目前这种方法测出的光速是最精确的。
根据1975年第15届
国际计量大会决议，把真空中光速值定为
c＝299792458米／秒。
8在通常应用多取c=3?
10米／秒。
Michelson（1852～1931年）美国物理学家。
他创造的迈克耳孙干涉仪对光学和近代物理学是一巨大的贡献。
它不但可用来测定微小长度、
折射率和光波波长等，也是现代光学仪器如付立叶光谱仪等仪器的重要组成部
分。
他与美国化学家莫雷（1838～1923年）在1887年利用这种干涉仪，作了著名的“迈克耳孙—莫雷实验，这一实验结果否定了以太的存在，从而奠定了相对
论的实验基础。
1926年用多面旋镜法比较精密地测定了光的速度。
光在均匀媒质中是沿着直线传播的。
因此，在点光
源（即其线度和它到物体的距离相比很小的光源）的照明下，物体的轮廓和它的
影子之间的关系，相当于用直线所做的几何投影。
光的直线传播定律是人们从实
践中总结出来的。
而直线这一概念本身，显然也是由光学的观察而产生的。
作为
两点间的最短距离是直线这一几何概念，也就是光在均匀媒质中沿着它传播的那
条线的概念。
所以自古以来，在实验上检查产品的平直程度，均以视线为准。
但
是，光的直线传播定律并不是在任何情况下都是适用的。
如果我们使光通过很小
的小孔，则
我们只能得到一个轮廓有些模糊的小孔的像。
孔越小，像越模糊。
当孔
而引起的。
光遇到物体或遇到不同介质的交界面（如从空气射入水面）
时，光的一部分或全部被表面反射回去，这种现象叫做光的反射，由于反射面的
平坦程度，有单向反射及漫反射之分。
人能够看到物体正是由于物体能把光“反
射”到人的眼睛里，没有光照明物体，人也就无法看到它。
在光的反射过程中所遵守的规律：
（1）入射光线、反射
光线与法线（即通过入射点且垂直于入射面的线）同在一平面内，且入射光线和
反射光线在法线的两侧；
（2）反射角等于入射角（其中反射角是法线与反射线
的夹角。
入射角是入射线与法线的夹角）。
在同一条件下，如果光沿原来的反射
线的逆方向射到界面上，这时的反射线一定沿原来的入射线的反方向射出。
这一
点谓之为“光的可逆性”。
当一束平行的入射光线射到粗糙的表面时，因面上凹凸不平，
所以入射线虽然互相平行，由于各点的法线方向不一致，造成反射光线向不同的
方向无规则地反射，这种反射称之为“漫反射”或“漫射”。
这种反射的光称为
漫射光。
很多物体，如植物、墙壁、衣服等，其表面粗看起来似乎是平滑，但用
放大镜仔细观察，就会看到其表面是凹凸不平的，所以本来是平行的太阳光被这
些表面反射后，弥漫地射向不同方向。
镜的反射面是光滑平坦的面，叫做平面镜。
普通使用的镜是在
磨平后的玻璃背面涂有银，或涂锡和水银的合金。
物体放在镜前时，物体即映于
镜中而可以看见。
这是由于物体反射出的光，于镜面反射后进入眼睛所致。
平面
镜成像，并非光线实际的集合点，所以叫做虚像。
平面镜所成之像的大小和原物
体相同，其位置和原物体成对称，因为像和镜面的距离，恒与物体和镜面的距离
相等。
实物在两平面镜间可引起多次反射而形成复像，其在每镜中除由原物各成
一像小，余皆互以他镜之像为物而形成。
从海面下伸出海面或从低洼坑道伸出地面，用以窥探海面或地
面上活动的装置，其构造与普通的望远镜相同，唯另加两个反射镜使物光经两次
反射而折向眼中。
潜望镜常用于潜水艇，坑道和坦克内用以观察敌情。
反射面为球面的镜，可用以成像。
球面镜有凹、凸两种，反射
面为凹面的称“凹面镜”，反射面为凸面的称“凸面镜”。
连接镜面顶点与其球
心的直线称为“主轴”。
与主轴相近而与它平行的一束光线，被镜面反射后，反
射光线（或其延长线）与主轴相交，其交点称为“焦点”。
镜面顶点和焦点之间
的距离称为“焦距”，等于球半径的一半。
凹镜的球心和焦点（实焦点）都在镜
前，凸镜的球心和焦点（虚焦点）都在镜后。
凹镜有使入射光线会聚的作用，所
以也称“会聚镜”，凸镜有使入射光线发散的作用，所以也称“发散镜”。
在反
射望远镜中用到凹镜；在汽车前面供驾驶员看后面车辆情况的镜子，则是凸镜。
又称“反射本领”。
是反射光强度与入射光强度的比值。
不同
材料的表面具有不同的反射率，其数值多以百分数表示。
同一材料对不同波长的
光可有不同的反射率，这个现象称为“选择反射”。
所以，凡列举一材料的反射
率均应注明其波长。
例如玻璃对可见光的反射率约为4％，锗对波长为4微米红外光的反射率为36％，铝从紫外光到红外光的反射率均可达90％左右，金的选择性很强，在绿光附近的反射率为50％，而在红外光的反射率可达96％以上。
此外，反射率还与反射材料周围的介质及光的入射角有关。
上面谈及的均是指光
在各材料与空气分界面上的反射率，并限于正入射的情况。
对于凸面镜只能使特成正立、缩小的虚像。
如图4－2（a）所示。
由物A点出发的平行于光轴的光线，达到镜面后将反射，其反射光的延长
线必交球面镜的焦点F上。
而从A射向F的光线被球面反射后将平行于光轴。
这
两条反射线，没有实交点，只有虚交点A′，也就是说视觉认为这两条光线是从
A′发出的。
物体上的B点发出的沿光轴的光线，即平行于光轴，又过焦点，故
B′为B点的像。
在物体AB上的各点，接照前述办法作图，其各点的像点都在A′B′上，故A′B′即为AB的像。
无论物AB在何处，它所发出的光射到球面镜后
而反射的光，没有实交点，因此所成之像必为虚像。
由图中可以看出，物体在轴
的上方，所成的虚像也在轴的上方，故所成之像为正立。
无论AB在什么位置，从A点出发的平行于轴的光线一定在AF方向的光线的上方。
此两线的交点A′必比A点更靠近轴，所以像是缩小的。
根据上述方法作图可知凹透镜成像可有三
种情况：
（1）物在凹镜前二倍焦距以外时，是倒立缩小的实像，见图4－2（b）。
（2）物在两倍焦距以内，焦点以外时，则成倒立放大的实像，见图4－2（c）。
（3）当物位于焦点以内时，则成正立的放大的虚像，见图4－2（c）。
凡光线在通过疏密不同介质交界面时改变方向的现象，称为
光之折射。
如图4－3所示，光线AB由空气内斜向射至水面，自入射点B起，就向这点的法线EE′偏折而取BM的方向。
若在水底置一平面镜M，使反射线MC再由水中透入空气，则自入射点C起，离开法线FF′偏折，而取CD的方向。
偏折后的光线BM和CD，称为折射线，折射线和法线所成的角，如?
E′BM和?
FCD，称为折射角。
由此可知光线由稀的介质入射到密的介质时，折射线常向法线偏向，
故折射角常比入射角小；若由密的介质透入稀的介质时，折射线常离法线而偏向，
折射角常比入射角大。
当光线通过介质的密度在不断变化时，光线前进的方向也
随之而改变，因此我们隔着火盆上的热空气看对面的东西时，会觉得那东西不停
地在闪动着。
这是由于火盆上面的空气因受热很快地上升，这部分空气的密度便
和周围空气的密度不同，而且热度还不断在变化，当由物体射来的光线通过这样
的空气，其折射光线的路径不断发生变化，就会使物体变成了闪动的形状。
在炎
夏中午时分，假使躺在地上来看树木、房屋和人物，它们的轮廓好像是透过一层
流动的水一样，而且动摇不定。
这是因为那时十分炎热，地面的辐射热很多，温
度高，接近地面的空气受热，密度变小，因而上升，成为向上流动的气流，由物
体射来的光线通过这种变动着的气流折射光线的路径就不断改变，因此所看到的
物便都动摇不定。
我们在夜里看到天空中恒星的闪动，也是这个道理。
大气里经
常存在着密度不同的气流和旋涡，当恒星的光线通过这种气流时，就会使它原来
折射的路径发生变化，一会儿到左，一会儿到右，恒星是不会闪动的，都是这折
射光造成的。
又如太阳位于地平线附近时，光之折射作用尤大。
在地平线下的太
阳，阳光从太空（真空）平射至逐渐变化的光密媒质空气中而发生的折射，光线
传到地面是一曲线，因为光之折射的关系，太阳看上去就如同刚刚接触到地平线
的下缘一样，其实它业已落至地平线以下了。
同理，当太阳刚刚还在地平线下的
时候，看上去它已升起来了。
所以我们可以说：
太阳实际上比我们肉眼所见的要
落得早些而起的迟些；这等于说，光之折射将我们的白天稍稍加长了一点。
在光的折射现象中，确定折射光线方向的定律。
当光由第一
媒质（折射率n）射入第二媒质（折射率n）时，在平滑界面上，部分光由第一12
媒质进入第二媒质后即发生折射。
实验指出：
（1）折射光线位于入射光线和界
面法线所决定的平面内；
（2）折射线和入射线分别在法线的两侧；（3）入射角i的正弦和折射角i′的正弦的比值，对折射率一定的两种媒质来说是一个常数，
即
此定律是几何光学的基本实验定律。
它适用于均匀的各向同性的媒质。
用来
控制光路和用来成象的各种光学仪器，其光路结构原理主要是根据光的折射和反
射定律。
此定律也可根据光的波动概念导出，所以它也可应用于无线电波和声波
等的折射现象。
表示在两种（各向同性）媒质中光速比值的物理量。
光从第一
媒质进入第二媒质时（除垂直入射外），任一入射角的正弦和折射角的正弦之比
对于折射率一定的两种媒质是一个常数。
这常数称为“第二媒质对第一媒质的相
），并等于第一媒质中的对折射率”。
（n12
第一媒质）的折射率称为这媒质的“绝对折射率”，简称“折射率”。
由于
光在真空中传播的速度最大，故其他媒质的折射率都大于1。
同一媒质对不同波
长的光，具有不同的折射率；在对可见光为透明的媒质内，折射率常随波长的减
小而增大，即红光的折射率最小，紫光的折射率最大。
通常所说某物体的折射率
数值多少（例如水为1.33，玻璃按成分不同而为1.5～1.9），是指对钠黄光（波
-10长5893?
10米）而言的。
折射率较大的媒质（光在其中速度较小）与折射率较小的媒质（光在其中速度较大）相比较，前者称“光密媒质”，后者称“光疏媒
质”。
如水对空气为光密，空气对水为光疏。
光从光疏媒质进入光密媒质时，要
向接近法线方向折射，即折射角小于入射角；光从光密媒质进入光疏媒质时，要
离开法线折射，即折射角大于入射角。
折射定律的解释，是利用原始形态的惠更斯原理。
这种形式的惠更斯原理，实质上是几何光学的原理，并且严格地说，只有在几何光
学适用的条件下，也即在光波的波长和波阵面的线度相比为无穷小时，才能够加
以应用。
在这些条件下，它使我们能够导出几何光学的折射定律。
假设以v表示1
第一种媒质中的光波速度，以v表示第二种媒质中的波速。
设i是波阵面的法线2
OC与折射媒质表面的法线OD之间的夹角，见图4－4。
设在时刻t=0，波阵面的C点到达媒质表面时，和点O重合，则在
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