光速測量的方法有

⑴ 如何測量光的速度

激光測速法

1970年美國國家標准局和美國國立物理實驗室最先運用激光測定光速，這個方法的原理是同時測定激光的波長和頻率來確定光速（c=vλ），由於激光的頻率和波長的測量精確度已大大提高，所以用激光測速法的測量精度可達十的負九次方，比以前已有最精密的實驗方法提高精度約100倍。

除了以上介紹的幾種測量光速的方法外，還有許多十分精確的測定光速的方法。

根據1975年第十五屆國際計量大會的決議，現代真空中光速的准確值是：c=299792.458km/s。

(1)光速測量的方法有擴展閱讀：

介質對光速的影響：

光在不同介質中的速度不同，由於光是電磁波，因此光速也就依賴於介質的介電常數和磁導率。在各向同性的靜止介質中，光速是一個小於真空光速c的定值。

如果介質以一定的速度運動，則一般求光速的方法是先建立一個隨動參考系，其中的光速是靜止介質中的光速，然後通過參考系變換得到運動介質中的光速；或者可以直接用相對論速度疊加公式去求運動介質中的光速。

光和聲雖然都具有波動性質，但兩者波速的演算法是完全不同的。以聲音實驗為例：空氣對地面靜止，第1次我們不動測得我們發出的聲音1秒鍾前進了300米。

第二次我們1秒鍾勻速後退1米，測得聲音距我們301米，得到結論：兩次聲音相對地面速度不變，相對我們，第一次300米/秒；第2次301米/秒。在牽涉到的速度遠小於光速的情況下，聲速滿足線性疊加。

⑵ 光速的測量方法是什麼

光速是物理學中最重要的基本常數之一，也是所有各種頻率的電磁波在真空中的傳播速度．狹義相對論認為：任何信號和物體的速度都不能超過真空中的光速．在折射率為n的介質中，光的傳播速度為：v=c/n．在光學和物理學的發展歷史上，光速的測定，一直是許多科學家為之探索的課題．許多光速測量方法那巧妙的構思、高超的實驗設計一直在啟迪著後人的物理學研究．歷史上光速測量方法可以分為天文學測量方法、大地測量方法和實驗室測量方法等
一、光速測定的天文學方法

1．羅默的衛星蝕法

光速的測量，首先在天文學上獲得成功，這是因為宇宙廣闊的空間提供了測量光速所需要的足夠大的距離．早在1676年丹麥天文學家羅默（1644—1710）首先測量了光速．由於任何周期性的變化過程都可當作時鍾，他成功地找到了離觀察者非常遙遠而相當准確的「時鍾」，羅默在觀察時所用的是木星每隔一定周期所出現的一次衛星蝕．他在觀察時注意到：連續兩次衛星蝕相隔的時間，當地球背離木星運動時，要比地球迎向木星運動時要長一些，他用光的傳播速度是有限的來解釋這個現象．光從木星發出（實際上是木星的衛星發出），當地球離開木星運動時，光必須追上地球，因而從地面上觀察木星的兩次衛星蝕相隔的時間，要比實際相隔的時間長一些；當地球迎向木星運動時，這個時間就短一些．因為衛星繞木星的周期不大（約為1.75天），所以上述時間差數，在最合適的時間（上圖中地球運行到軌道上的A和A』兩點時）不致超過15秒（地球的公轉軌道速度約為30千米/秒）．因此，為了取得可靠的結果，當時的觀察曾在整年中連續地進行．羅默通過觀察從衛星蝕的時間變化和地球軌道直徑求出了光速．由於當時只知道地球軌道半徑的近似值，故求出的光速只有214300km/s．這個光速值盡管離光速的准確值相差甚遠，但它卻是測定光速歷史上的第一個記錄．後來人們用照相方法測量木星衛星蝕的時間，並在地球軌道半徑測量准確度提高後，用羅默法求得的光速為299840±60km/s．

2．布萊德雷的光行差法

1728年，英國天文學家布萊德雷（1693—1762）採用恆星的光行差法，再一次得出光速是一有限的物理量．布萊德雷在地球上觀察恆星時，發現恆星的視位置在不斷地變化，在一年之內，所有恆星似乎都在天頂上繞著半長軸相等的橢圓運行了一周．他認為這種現象的產生是由於恆星發出的光傳到地面時需要一定的時間，而在此時間內，地球已因公轉而發生了位置的變化．他由此測得光速為：

C=299930千米/秒

這一數值與實際值比較接近．

以上僅是利用天文學的現象和觀察數值對光速的測定，而在實驗室內限於當時的條件，測定光速尚不能實現．

二、光速測定的大地測量方法

光速的測定包含著對光所通過的距離和所需時間的量度，由於光速很大，所以必須測量一個很長的距離和一個很短的時間，大地測量法就是圍繞著如何准確測定距離和時間而設計的各種方法．

1．伽利略測定光速的方法

物理學發展史上，最早提出測量光速的是義大利物理學家伽利略．1607年在他的實驗中，讓相距甚遠的兩個觀察者，各執一盞能遮閉的燈，如圖所示：觀察者A打開燈光，經過一定時間後，光到達觀察者B，B立即打開自己的燈光，過了某一時間後，此信號回到A，於是A可以記下從他自己開燈的一瞬間，到信號從B返回到A的一瞬間所經過的時間間隔t．若兩觀察者的距離為S，則光的速度為

c=2s/t

因為光速很大，加之觀察者還要有一定的反應時間，所以伽利略的嘗試沒有成功．如果用反射鏡來代替B，那麼情況有所改善，這樣就可以避免觀察者所引入的誤差．這種測量原理長遠地保留在後來的一切測定光速的實驗方法之中．甚至在現代測定光速的實驗中仍然採用．但在信號接收上和時間測量上，要採用可靠的方法．使用這些方法甚至能在不太長的距離上測定光速，並達到足夠高的精確度．

2．旋轉齒輪法

用實驗方法測定光速首先是在1849年由斐索實驗．他用定期遮斷光線的方法（旋轉齒輪法）進行自動記錄．實驗示意圖如下．從光源s發出的光經會聚透鏡L1射到半鍍銀的鏡面A，由此反射後在齒輪W的齒a和a』之間的空隙內會聚，再經透鏡L2和L3而達到反射鏡M，然後再反射回來．又通過半鍍鏡A由L4集聚後射入觀察者的眼睛E．如使齒輪轉動，那麼在光達到M鏡後再反射回來時所經過的時間△t內，齒輪將轉過一個角度．如果這時a與a』之間的空隙為齒a（或a』）所佔據，則反射回來的光將被遮斷，因而觀察者將看不到光．但如齒輪轉到這樣一個角度，使由M鏡反射回來的光從另一齒間空隙通過，那麼觀察者會重新看到光，當齒輪轉動得更快，反射光又被另一個齒遮斷時，光又消失．這樣，當齒輪轉速由零而逐漸加快時，在E處將看到閃光．由齒輪轉速v、齒數n與齒輪和M的間距L可推得光速c=4nvL．

在斐索所做的實驗中，當具有720齒的齒輪，一秒鍾內轉動12.67次時，光將首次被擋住而消失，空隙與輪齒交替所需時間為

在這一時間內，光所經過的光程為2×8633米，所以光速c=2×8633×18244=3.15×108（m/s）．

在對信號的發出和返回接收時刻能作自動記錄的遮斷法除旋轉齒輪法外，在現代還採用克爾盒法．1941年安德孫用克爾盒法測得：c=299776±6km/s，1951年貝格斯格蘭又用克爾盒法測得c=299793.1±0.3km/s．

3．旋轉鏡法

旋轉鏡法的主要特點是能對信號的傳播時間作精確測量．1851年傅科成功地運用此法測定了光速．旋轉鏡法的原理早在1834年1838年就已為惠更斯和阿拉果提出過，它主要用一個高速均勻轉動的鏡面來代替齒輪裝置．由於光源較強，而且聚焦得較好．因此能極其精密地測量很短的時間間隔．實驗裝置如圖所示．從光源s所發出的光通過半鍍銀的鏡面M1後，經過透鏡L射在繞O軸旋轉的平面反射鏡M2上O軸與圖面垂直．光從M2反射而會聚到凹面反射鏡M3上，M3的曲率中心恰在O軸上，所以光線由M3對稱地反射，並在s′點產生光源的像．當M2的轉速足夠快時，像S′的位置將改變到s〃，相對於可視M2為不轉時的位置移動了△s的距離可以推導出光速值：

式中w為M2轉動的角速度．l0為M2到M3的間距，l為透鏡L到光源S的間距，△s為s的像移動的距離．因此直接測量w、l、l0、△s，便可求得光速．

在傅科的實驗中：L=4米，L0=20米，△s=0.0007米，W=800×2π弧度/秒，他求得光速值c=298000±500km/s．

另外，傅科還利用這個實驗的基本原理，首次測出了光在介質（水）中的速度v＜c，這是對波動說的有力證據．

3．旋轉棱鏡法

邁克耳遜把齒輪法和旋轉鏡法結合起來，創造了旋轉棱鏡法裝置．因為齒輪法之所以不夠准確，是由於不僅當齒的中央將光遮斷時變暗，而且當齒的邊緣遮斷光時也是如此．因此不能精確地測定象消失的瞬時．旋轉鏡法也不夠精確，因為在該法中象的位移△s太小，只有0.7毫米，不易測准．邁克耳遜的旋轉鏡法克服了這些缺點．他用一個正八面鋼質棱鏡代替了旋轉鏡法中的旋轉平面鏡，從而光路大大的增長，並利用精確地測定棱鏡的轉動速度代替測齒輪法中的齒輪轉速測出光走完整個路程所需的時間，從而減少了測量誤差．從1879年至1926年，邁克耳遜曾前後從事光速的測量工作近五十年，在這方面付出了極大的勞動．1926年他的最後一個光速測定值為

c=299796km/s

這是當時最精確的測定值，很快成為當時光速的公認值．

三、光速測定的實驗室方法

光速測定的天文學方法和大地測量方法，都是採用測定光信號的傳播距離和傳播時間來確定光速的．這就要求要盡可能地增加光程，改進時間測量的准確性．這在實驗室里一般是受時空限制的，而只能在大地野外進行，如斐索的旋輪齒輪法當時是在巴黎的蘇冷與達蒙瑪特勒相距8633米的兩地進行的．傅科的旋轉鏡法當時也是在野外，邁克耳遜當時是在相距35373．21米的兩個山峰上完成的．現代科學技術的發展，使人們可以使用更小更精確地實驗儀器在實驗室中進行光速的測量．

1．微波諧振腔法

1950年埃森最先採用測定微波波長和頻率的方法來確定光速．在他的實驗中，將微波輸入到圓柱形的諧振腔中，當微波波長和諧振腔的幾何尺寸匹配時，諧振腔的圓周長πD和波長之比有如下的關系：πD=2.404825λ，因此可以通過諧振腔直徑的測定來確定波長，而直徑則用干涉法測量；頻率用逐級差頻法測定．測量精度達10-7．在埃森的實驗中，所用微波的波長為10厘米，所得光速的結果為299792.5±1km/s．

2．激光測速法

1790年美國國家標准局和美國國立物理實驗室最先運用激光測定光速．這個方法的原理是同時測定激光的波長和頻率來確定光速（c=νλ）．由於激光的頻率和波長的測量精確度已大大提高，所以用激光測速法的測量精度可達10-9，比以前已有最精密的實驗方法提高精度約100倍．

四、光速測量方法一覽表

除了以上介紹的幾種測量光速的方法外，還有許多十分精確的測定光速的方法．現將不同方法測定的光速值列為「光速測量一覽表」供參考．

根據1975年第十五屆國際計量大會的決議，現代真空中光速的最可靠值是：

c=299792.458±0.001km/s

⑶ 怎樣測光速

1、最早的高精度測量光速的方法，齒輪法。
光在特定的光路上，兩次通過齒輪的間隙後被觀測者看到。這種情況下，只有齒輪的轉速是某一些特定的值的時候，光才可以順利通過兩個間隙，而不被擋住。而這個特定的轉速，則與光速有關。這樣，就把光速的測量，轉化成了測量一個齒輪的轉速。
2、邁克爾遜的改進實驗。
把齒輪換成了一個八面的鏡子。鏡子不斷旋轉，只有在轉速是特定的值的時候，光才能順利被反射，進入觀測者的眼睛。由於這里，鏡子對光路的影響更大，所以測量的精確度可以更高。
3、現代的光路測量往往會使用干涉法。
通過測量特定頻率的激光的波長，再用速度=波長*頻率，就能算出來速度。這一方法的精度極高。現在，由於米是從光速定義過來的，所以光速的值也就定死了，就是299792458m/s。

⑷ 光速是怎麼測出來的

1、天文學方法1676年，丹麥天文學家O.C.羅默利用木星衛星的星蝕時間變化證實光是以有限速度傳播的。

2、布萊德雷的光行差法

1728年，英國天文學家布萊德雷（1693—1762）採用恆星的光行差法，再一次得出光速是一有限的物理量，布萊德雷在地球上觀察恆星時，發現恆星的視位置在不斷地變化，在一年之內，所有恆星似乎都在天頂上繞著半長軸相等的橢圓運行了一周。

他認為這種現象的產生是由於恆星發出的光傳到地面時需要一定的時間，而在此時間內，地球已因公轉而發生了位置的變化，他由此測得光速為：C=299930千米／秒。

3、地面測量方法

光速的測定包含著對光所通過的距離和所需時間的量度，由於光速很大，所以必須測量一個很長的距離和一個很短的時間，大地測量法就是圍繞著如何准確測定距離和時間而設計的各種方法。

4、旋轉齒輪法

用實驗方法測定光速首先是在1849年由斐索實驗，他用定期遮斷光線的方法（旋轉齒輪法）進行自動記錄。

5、旋轉鏡法

旋轉鏡法的主要特點是能對信號的傳播時間作精確測量，1851年傅科成功地運用此法測定了光速，旋轉鏡法的原理早在1834年1838年就已為惠更斯和阿拉果提出過。

它主要用一個高速均勻轉動的鏡面來代替齒輪裝置，由於光源較強，而且聚焦得較好，因此能極其精密地測量很短的時間間隔。

⑸ 光速的測量方法是什麼 怎麼測定

光速是物理學中最重要的基本常數之一,也是所有各種頻率的電磁波在真空中的傳播速度．狹義相對論認為：任何信號和物體的速度都不能超過真空中的光速．在折射率為n的介質中,光的傳播速度為：v=c/n．在光學和物理學的發展歷史上,光速的測定,一直是許多科學家為之探索的課題．許多光速測量方法那巧妙的構思、高超的實驗設計一直在啟迪著後人的物理學研究．歷史上光速測量方法可以分為天文學測量方法、大地測量方法和實驗室測量方法等
一、光速測定的天文學方法
1．羅默的衛星蝕法
光速的測量,首先在天文學上獲得成功,這是因為宇宙廣闊的空間提供了測量光速所需要的足夠大的距離．早在1676年丹麥天文學家羅默（1644—1710）首先測量了光速．由於任何周期性的變化過程都可當作時鍾,他成功地找到了離觀察者非常遙遠而相當准確的「時鍾」,羅默在觀察時所用的是木星每隔一定周期所出現的一次衛星蝕．他在觀察時注意到：連續兩次衛星蝕相隔的時間,當地球背離木星運動時,要比地球迎向木星運動時要長一些,他用光的傳播速度是有限的來解釋這個現象．光從木星發出（實際上是木星的衛星發出）,當地球離開木星運動時,光必須追上地球,因而從地面上觀察木星的兩次衛星蝕相隔的時間,要比實際相隔的時間長一些；當地球迎向木星運動時,這個時間就短一些．因為衛星繞木星的周期不大（約為1.75天）,所以上述時間差數,在最合適的時間（上圖中地球運行到軌道上的A和A』兩點時）不致超過15秒（地球的公轉軌道速度約為30千米/秒）．因此,為了取得可靠的結果,當時的觀察曾在整年中連續地進行．羅默通過觀察從衛星蝕的時間變化和地球軌道直徑求出了光速．由於當時只知道地球軌道半徑的近似值,故求出的光速只有214300km/s．這個光速值盡管離光速的准確值相差甚遠,但它卻是測定光速歷史上的第一個記錄．後來人們用照相方法測量木星衛星蝕的時間,並在地球軌道半徑測量准確度提高後,用羅默法求得的光速為299840±60km/s．
2．布萊德雷的光行差法
1728年,英國天文學家布萊德雷（1693—1762）採用恆星的光行差法,再一次得出光速是一有限的物理量．布萊德雷在地球上觀察恆星時,發現恆星的視位置在不斷地變化,在一年之內,所有恆星似乎都在天頂上繞著半長軸相等的橢圓運行了一周．他認為這種現象的產生是由於恆星發出的光傳到地面時需要一定的時間,而在此時間內,地球已因公轉而發生了位置的變化．他由此測得光速為：
C=299930千米/秒
這一數值與實際值比較接近．
以上僅是利用天文學的現象和觀察數值對光速的測定,而在實驗室內限於當時的條件,測定光速尚不能實現．
二、光速測定的大地測量方法
光速的測定包含著對光所通過的距離和所需時間的量度,由於光速很大,所以必須測量一個很長的距離和一個很短的時間,大地測量法就是圍繞著如何准確測定距離和時間而設計的各種方法．
1．伽利略測定光速的方法
物理學發展史上,最早提出測量光速的是義大利物理學家伽利略．1607年在他的實驗中,讓相距甚遠的兩個觀察者,各執一盞能遮閉的燈,如圖所示：觀察者A打開燈光,經過一定時間後,光到達觀察者B,B立即打開自己的燈光,過了某一時間後,此信號回到A,於是A可以記下從他自己開燈的一瞬間,到信號從B返回到A的一瞬間所經過的時間間隔t．若兩觀察者的距離為S,則光的速度為
c=2s/t
因為光速很大,加之觀察者還要有一定的反應時間,所以伽利略的嘗試沒有成功．如果用反射鏡來代替B,那麼情況有所改善,這樣就可以避免觀察者所引入的誤差．這種測量原理長遠地保留在後來的一切測定光速的實驗方法之中．甚至在現代測定光速的實驗中仍然採用．但在信號接收上和時間測量上,要採用可靠的方法．使用這些方法甚至能在不太長的距離上測定光速,並達到足夠高的精確度．
2．旋轉齒輪法
用實驗方法測定光速首先是在1849年由斐索實驗．他用定期遮斷光線的方法（旋轉齒輪法）進行自動記錄．實驗示意圖如下．從光源s發出的光經會聚透鏡L1射到半鍍銀的鏡面A,由此反射後在齒輪W的齒a和a』之間的空隙內會聚,再經透鏡L2和L3而達到反射鏡M,然後再反射回來．又通過半鍍鏡A由L4集聚後射入觀察者的眼睛E．如使齒輪轉動,那麼在光達到M鏡後再反射回來時所經過的時間△t內,齒輪將轉過一個角度．如果這時a與a』之間的空隙為齒a（或a』）所佔據,則反射回來的光將被遮斷,因而觀察者將看不到光．但如齒輪轉到這樣一個角度,使由M鏡反射回來的光從另一齒間空隙通過,那麼觀察者會重新看到光,當齒輪轉動得更快,反射光又被另一個齒遮斷時,光又消失．這樣,當齒輪轉速由零而逐漸加快時,在E處將看到閃光．由齒輪轉速v、齒數n與齒輪和M的間距L可推得光速c=4nvL．
在斐索所做的實驗中,當具有720齒的齒輪,一秒鍾內轉動12.67次時,光將首次被擋住而消失,空隙與輪齒交替所需時間為
在這一時間內,光所經過的光程為2×8633米,所以光速c=2×8633×18244=3.15×108（m/s）．
在對信號的發出和返回接收時刻能作自動記錄的遮斷法除旋轉齒輪法外,在現代還採用克爾盒法．1941年安德孫用克爾盒法測得：c=299776±6km/s,1951年貝格斯格蘭又用克爾盒法測得c=299793.1±0.3km/s．
3．旋轉鏡法
旋轉鏡法的主要特點是能對信號的傳播時間作精確測量．1851年傅科成功地運用此法測定了光速．旋轉鏡法的原理早在1834年1838年就已為惠更斯和阿拉果提出過,它主要用一個高速均勻轉動的鏡面來代替齒輪裝置．由於光源較強,而且聚焦得較好．因此能極其精密地測量很短的時間間隔．實驗裝置如圖所示．從光源s所發出的光通過半鍍銀的鏡面M1後,經過透鏡L射在繞O軸旋轉的平面反射鏡M2上O軸與圖面垂直．光從M2反射而會聚到凹面反射鏡M3上,M3的曲率中心恰在O軸上,所以光線由M3對稱地反射,並在s′點產生光源的像．當M2的轉速足夠快時,像S′的位置將改變到s〃,相對於可視M2為不轉時的位置移動了△s的距離可以推導出光速值：
式中w為M2轉動的角速度．l0為M2到M3的間距,l為透鏡L到光源S的間距,△s為s的像移動的距離．因此直接測量w、l、l0、△s,便可求得光速．
在傅科的實驗中：L=4米,L0=20米,△s=0.0007米,W=800×2π弧度/秒,他求得光速值c=298000±500km/s．
另外,傅科還利用這個實驗的基本原理,首次測出了光在介質（水）中的速度v＜c,這是對波動說的有力證據．
3．旋轉棱鏡法
邁克耳遜把齒輪法和旋轉鏡法結合起來,創造了旋轉棱鏡法裝置．因為齒輪法之所以不夠准確,是由於不僅當齒的中央將光遮斷時變暗,而且當齒的邊緣遮斷光時也是如此．因此不能精確地測定象消失的瞬時．旋轉鏡法也不夠精確,因為在該法中象的位移△s太小,只有0.7毫米,不易測准．邁克耳遜的旋轉鏡法克服了這些缺點．他用一個正八面鋼質棱鏡代替了旋轉鏡法中的旋轉平面鏡,從而光路大大的增長,並利用精確地測定棱鏡的轉動速度代替測齒輪法中的齒輪轉速測出光走完整個路程所需的時間,從而減少了測量誤差．從1879年至1926年,邁克耳遜曾前後從事光速的測量工作近五十年,在這方面付出了極大的勞動．1926年他的最後一個光速測定值為
c=299796km/s
這是當時最精確的測定值,很快成為當時光速的公認值．
三、光速測定的實驗室方法
光速測定的天文學方法和大地測量方法,都是採用測定光信號的傳播距離和傳播時間來確定光速的．這就要求要盡可能地增加光程,改進時間測量的准確性．這在實驗室里一般是受時空限制的,而只能在大地野外進行,如斐索的旋輪齒輪法當時是在巴黎的蘇冷與達蒙瑪特勒相距8633米的兩地進行的．傅科的旋轉鏡法當時也是在野外,邁克耳遜當時是在相距35373．21米的兩個山峰上完成的．現代科學技術的發展,使人們可以使用更小更精確地實驗儀器在實驗室中進行光速的測量．
1．微波諧振腔法
1950年埃森最先採用測定微波波長和頻率的方法來確定光速．在他的實驗中,將微波輸入到圓柱形的諧振腔中,當微波波長和諧振腔的幾何尺寸匹配時,諧振腔的圓周長πD和波長之比有如下的關系：πD=2.404825λ,因此可以通過諧振腔直徑的測定來確定波長,而直徑則用干涉法測量；頻率用逐級差頻法測定．測量精度達10-7．在埃森的實驗中,所用微波的波長為10厘米,所得光速的結果為299792.5±1km/s．
2．激光測速法
1790年美國國家標准局和美國國立物理實驗室最先運用激光測定光速．這個方法的原理是同時測定激光的波長和頻率來確定光速（c=νλ）．由於激光的頻率和波長的測量精確度已大大提高,所以用激光測速法的測量精度可達10-9,比以前已有最精密的實驗方法提高精度約100倍．
四、光速測量方法一覽表
除了以上介紹的幾種測量光速的方法外,還有許多十分精確的測定光速的方法．現將不同方法測定的光速值列為「光速測量一覽表」供參考．
根據1975年第十五屆國際計量大會的決議,現代真空中光速的最可靠值是：
c=299792.458±0.001km/s

⑹ 光速測定方法

光速 光速定義值:c=299792458m/s
光速計算值:c=(299792.50±0.10)km/s
英文：speed of light/ velocity of light
定義：光波或電磁波在真空或介質中的傳播速度，沒有任何物體或信息運動的速度可以超過光速。
理論：
人無論靠什麼推進器，速度都是無法達到光速的，更不要說超光速了。因為，有質量的物體的運動速度是不可能達到光速的。原理如下：
首先，我們來了解一下質能等價理論。質能等價理論是愛因斯坦狹義相對論的最重要的推論，即著名的方程式E=mC²，式(質能方程)中為E能量，單位電子伏特（eV），m為質量，單位MeV/c² ，C為光速；也就是說，一切物質都潛藏著質量乘於光速平方的能量。
一個靜止的物體，其全部的能量都包含在靜止的質量中。一旦運動，就要產生動能。由於質量和能量等價，運動中所具有的能量應加到質量上，也就是說，運動的物體的質量會增加。當物體的運動速度遠低於光速時，增加的質量微乎其微，如速度達到光速的0.1時，質量只增加0.5％。但隨著速度接近光速，其增加的質量就顯著了。如速度達到光速的0.9時，其質量增加了一倍多。這時，物體繼續加速就需要更多的能量。當速度趨近光速時，質量隨著速度的增加而直線上升，速度無限接近光速時，質量趨向於無限大，需要無限多的能量。因此，任何物體的運動速度不可能達到光速，只有質量為零的粒子才可以以光速運動，如光子。
若考慮微觀狀態（量子力學），有可能超過光速。
黑洞的存在與光速沒有關系，黑洞是由於引力場使空間彎曲造成的，不會影響光速 。
真空中的光速是一個物理常數（符號是c），等於299,792,458米/秒。
光速的測量方法： 最早光速的准確數值是通過觀測木星對其衛星的掩食測量的。還有轉動齒輪法、轉鏡法、克爾盒法、變頻閃光法等光速測量方法。
1983年，光速取代了保存在巴黎國際計量局的鉑制米原器被選作定義「米」的標准，並且約定光速嚴格等於299,792,458米/秒，此數值與當時的米的定義和秒的定義一致。後來，隨著實驗精度的不斷提高，光速的數值有所改變，米被定義為1/299,792,458秒內光通過的路程。
根據現代物理學，所有電磁波，包括可見光，在真空中的速度是常數，即是光速。強相互作用、電磁作用、弱相互作用傳播的速度都是光速，根據廣義相對論，萬有引力傳播的速度也是光速，且已於2003年得以證實。根據電磁學的定律，發放電磁波的物件的速度不會影響電磁波的速度。結合相對性原則，觀察者的參考坐標和發放光波的物件的速度不會影響被測量的光速，但會影響波長而產生紅移、藍移。這是狹義相對論的基礎。相對論探討的是光速而不是光，就算光被稍微減慢，也不會影響狹義相對論。
一、光速測定的天文學方法
1．羅默的衛星蝕法
光速的測量，首先在天文學上獲得成功，這是因為宇宙廣闊的空間提供了測量光速所需要的足夠大的距離．早在1676年丹麥天文學家羅默（1644—1710）首先測量了光速．由於任何周期性的變化過程都可當作時鍾，他成功地找到了離觀察者非常遙遠而相當准確的「時鍾」，羅默在觀察時所用的是木星每隔一定周期所出現的一次衛星蝕．他在觀察時注意到：連續兩次衛星蝕相隔的時間，當地球背離木星運動時，要比地球迎向木星運動時要長一些，他用光的傳播速度是有限的來解釋這個現象．光從木星發出（實際上是木星的衛星發出），當地球離開木星運動時，光必須追上地球，因而從地面上觀察木星的兩次衛星蝕相隔的時間，要比實際相隔的時間長一些；當地球迎向木星運動時，這個時間就短一些．因為衛星繞木星的周期不大（約為1.75天），所以上述時間差數，在最合適的時間（上圖中地球運行到軌道上的A和A』兩點時）不致超過15秒（地球的公轉軌道速度約為30千米/秒）．因此，為了取得可靠的結果，當時的觀察曾在整年中連續地進行．羅默通過觀察從衛星蝕的時間變化和地球軌道直徑求出了光速．由於當時只知道地球軌道半徑的近似值，故求出的光速只有214300km/s．這個光速值盡管離光速的准確值相差甚遠，但它卻是測定光速歷史上的第一個記錄．後來人們用照相方法測量木星衛星蝕的時間，並在地球軌道半徑測量准確度提高後，用羅默法求得的光速為299840±60km/s．
2．布萊德雷的光行差法
1728年，英國天文學家布萊德雷（1693—1762）採用恆星的光行差法，再一次得出光速是一有限的物理量．布萊德雷在地球上觀察恆星時，發現恆星的視位置在不斷地變化，在一年之內，所有恆星似乎都在天頂上繞著半長軸相等的橢圓運行了一周．他認為這種現象的產生是由於恆星發出的光傳到地面時需要一定的時間，而在此時間內，地球已因公轉而發生了位置的變化．他由此測得光速為：C=299930千米/秒
這一數值與實際值比較接近．
以上僅是利用天文學的現象和觀察數值對光速的測定，而在實驗室內限於當時的條件，測定光速尚不能實現．
二、光速測定的大地測量方法
光速的測定包含著對光所通過的距離和所需時間的量度，由於光速很大，所以必須測量一個很長的距離和一個很短的時間，大地測量法就是圍繞著如何准確測定距離和時間而設計的各種方法．
1．伽利略測定光速的方法
物理學發展史上，最早提出測量光速的是義大利物理學家伽利略．1607年在他的實驗中，讓相距甚遠的兩個觀察者，各執一盞能遮閉的燈，如圖所示：觀察者A打開燈光，經過一定時間後，光到達觀察者B，B立即打開自己的燈光，過了某一時間後，此信號回到A，於是A可以記下從他自己開燈的一瞬間，到信號從B返回到A的一瞬間所經過的時間間隔t．若兩觀察者的距離為S，則光的速度為c=2s/t
因為光速很大，加之觀察者還要有一定的反應時間，所以伽利略的嘗試沒有成功．如果用反射鏡來代替B，那麼情況有所改善，這樣就可以避免觀察者所引入的誤差．這種測量原理長遠地保留在後來的一切測定光速的實驗方法之中．甚至在現代測定光速的實驗中仍然採用．但在信號接收上和時間測量上，要採用可靠的方法．使用這些方法甚至能在不太長的距離上測定光速，並達到足夠高的精確度．
2．旋轉齒輪法
用實驗方法測定光速首先是在1849年由斐索實驗．他用定期遮斷光線的方法（旋轉齒輪法）進行自動記錄．實驗示意圖如下．從光源s發出的光經會聚透鏡L1射到半鍍銀的鏡面A，由此反射後在齒輪W的齒a和a』之間的空隙內會聚，再經透鏡L2和L3而達到反射鏡M，然後再反射回來．又通過半鍍鏡A由L4集聚後射入觀察者的眼睛E．如使齒輪轉動，那麼在光達到M鏡後再反射回來時所經過的時間△t內，齒輪將轉過一個角度．如果這時a與a』之間的空隙為齒a（或a』）所佔據，則反射回來的光將被遮斷，因而觀察者將看不到光．但如齒輪轉到這樣一個角度，使由M鏡反射回來的光從另一齒間空隙通過，那麼觀察者會重新看到光，當齒輪轉動得更快，反射光又被另一個齒遮斷時，光又消失．這樣，當齒輪轉速由零而逐漸加快時，在E處將看到閃光．由齒輪轉速v、齒數n與齒輪和M的間距L可推得光速c=4nvL．
在斐索所做的實驗中，當具有720齒的齒輪，一秒鍾內轉動12.67次時，光將首次被擋住而消失，空隙與輪齒交替所需時間為1/12.67s
在這一時間內，光所經過的光程為2×8633米，所以光速c=2×8633×18244（m/s)≈315×108(km/s)
在對信號的發出和返回接收時刻能作自動記錄的遮斷法除旋轉齒輪法外，在現代還採用克爾盒法．1941年安德孫用克爾盒法測得：c=299776±6km/s，1951年貝格斯格蘭又用克爾盒法測得c=299793.1±0.3km/s．
3．旋轉鏡法
旋轉鏡法的主要特點是能對信號的傳播時間作精確測量．1851年傅科成功地運用此法測定了光速．旋轉鏡法的原理早在1834年1838年就已為惠更斯和阿拉果提出過，它主要用一個高速均勻轉動的鏡面來代替齒輪裝置．由於光源較強，而且聚焦得較好．因此能極其精密地測量很短的時間間隔．實驗裝置如圖所示．從光源s所發出的光通過半鍍銀的鏡面M1後，經過透鏡L射在繞O軸旋轉的平面反射鏡M2上O軸與圖面垂直．光從M2反射而會聚到凹面反射鏡M3上，M3的曲率中心恰在O軸上，所以光線由M3對稱地反射，並在s′點產生光源的像．當M2的轉速足夠快時，像S′的位置將改變到s〃，相對於可視M2為不轉時的位置移動了△s的距離可以推導出光速值。式中w為M2轉動的角速度．l0為M2到M3的間距，l為透鏡L到光源S的間距，△s為s的像移動的距離．因此直接測量w、l、l0、△s，便可求得光速。
在傅科的實驗中：L=4米，L0=20米，△s=0.0007米，W=800×2π弧度/秒，他求得光速值c=298000±500km/s．
另外，傅科還利用這個實驗的基本原理，首次測出了光在介質（水）中的速度v＜c，這是對波動說的有力證據．
3．旋轉棱鏡法
美國的邁克爾遜把齒輪法和旋轉鏡法結合起來，創造了旋轉棱鏡法裝置．因為齒輪法之所以不夠准確，是由於不僅當齒的中央將光遮斷時變暗，而且當齒的邊緣遮斷光時也是如此．因此不能精確地測定象消失的瞬時．旋轉鏡法也不夠精確，因為在該法中象的位移△s太小，只有0.7毫米，不易測准．邁克耳遜的旋轉鏡法克服了這些缺點．他用一個正八面鋼質棱鏡代替了旋轉鏡法中的旋轉平面鏡，從而光路大大的增長，並利用精確地測定棱鏡的轉動速度代替測齒輪法中的齒輪轉速測出光走完整個路程所需的時間，從而減少了測量誤差．從1879年至1926年，邁克耳遜曾前後從事光速的測量工作近五十年，在這方面付出了極大的勞動．1926年他的最後一個光速測定值為
c=299796km/s
這是當時最精確的測定值，很快成為當時光速的公認值．
三、光速測定的實驗室方法（高中課本有）
光速測定的天文學方法和大地測量方法，都是採用測定光信號的傳播距離和傳播時間來確定光速的．這就要求要盡可能地增加光程，改進時間測量的准確性．這在實驗室里一般是受時空限制的，而只能在大地野外進行，如斐索的旋輪齒輪法當時是在巴黎的蘇冷與達蒙瑪特勒相距8633米的兩地進行的．傅科的旋轉鏡法當時也是在野外，邁克耳遜當時是在相距35373．21米的兩個山峰上完成的．現代科學技術的發展，使人們可以使用更小更精確地實驗儀器在實驗室中進行光速的測量．
1．微波諧振腔法
1950年埃森最先採用測定微波波長和頻率的方法來確定光速．在他的實驗中，將微波輸入到圓柱形的諧振腔中，當微波波長和諧振腔的幾何尺寸匹配時，諧振腔的圓周長πD和波長之比有如下的關系：πD=2.404825λ，因此可以通過諧振腔直徑的測定來確定波長，而直徑則用干涉法測量；頻率用逐級差頻法測定．測量精度達10-7．在埃森的實驗中，所用微波的波長為10厘米，所得光速的結果為299792.5±1km/s．
2．激光測速法（大學課本）
1970年美國國家標准局和美國國立物理實驗室最先運用激光測定光速．這個方法的原理是同時測定激光的波長和頻率來確定光速（c=νλ）．由於激光的頻率和波長的測量精確度已大大提高，所以用激光測速法的測量精度可達10-9，比以前已有最精密的實驗方法提高精度約100倍．
除了以上介紹的幾種測量光速的方法外，還有許多十分精確的測定光速的方法．
根據1975年第十五屆國際計量大會的決議，現代真空中光速的最可靠值是：
c=299792.458±0.001km/s
接近光速時的速度合成
接近光速情況下，笛卡爾坐標系不再適用。同樣測量光線離開自己的速度，一個快速追光的人與一個靜止的人會測得相同的速度（光速）。這與日常生活中對速度的概念有異。兩車以50km/h的速度迎面飛馳，司機會感覺對方的車以50 + 50 = 100km/h行駛，即與自己靜止而對方以100km/h迎面駛來的情況無異。但當速度接近光速時，實驗證明簡單加法計算速度不再奏效。當兩飛船以90%光速的速度（對第三者來說）迎面飛行時，船上的人不會感覺對方的飛船以90%c+90%c=180%c光速速度迎面飛來，而只是以稍低於99.5%的光速速度行駛。結果可從愛因斯坦計算速度的算式得出：
v和w是對第三者來說飛船的速度，u是感受的速度，c是光速。
不同介質中的光速
真空中的光速 真空中的光速是一個重要的物理常量，國際公認值為c=299,792,458米/秒。17世紀前人們以為光速為無限大，義大利物理學家G.伽利略曾對此提出懷疑，並試圖通過實驗來檢驗，但因過於粗糙而未獲成功。1676年，丹麥天文學家O.C.羅默利用木星衛星的星蝕時間變化證實光是以有限速度傳播的。1727年，英國天文學家J.布拉得雷利用恆星光行差現象估算出光速值為c=303000千米/秒。
1849年，法國物理學家A.H.L.菲佐用旋轉齒輪法首次在地面實驗室中成功地進行了光速測量，最早的結果為c=315000千米/秒。1862年，法國實驗物理學家J.-B.-L.傅科根據D.F.J.阿拉戈的設想用旋轉鏡法測得光速為c=(298000±500)千米/秒。19世紀中葉J.C.麥克斯韋建立了電磁場理論，他根據電磁波動方程曾指出，電磁波在真空中的傳播速度等於靜電單位電量與電磁單位電量的比值，只要在實驗上分別用這兩種單位測量同一電量(或電流)，就可算出電磁波的波速。1856年，R.科爾勞施和W.韋伯完成了有關測量，麥克斯韋根據他們的數據計算出電磁波在真空中的波速值為3.1074×105千米/秒，此值與菲佐的結果十分接近，這對人們確認光是電磁波起過很大作用。
1926年，美國物理學家A.A.邁克耳孫改進了傅科的實驗，測得c=(299796±4)千米/秒，他於1929年在真空中重做了此實驗，測得c=299774千米/秒。後來有人用光開關(克爾盒)代替齒輪轉動以改進菲佐的實驗，其精度比旋轉鏡法提高了兩個數量級。1952年，英國實驗物理學家K.D.費羅姆用微波干涉儀法測量光速，得c=(299792.50±0.10)千米/秒。此值於1957年被推薦為國際推薦值使用，直至1973年。
1972年，美國的K.M.埃文森等人直接測量激光頻率ν和真空中的波長λ，按公式c=νλ算得c=(299792458±1.2)米/秒。1975年第15屆國際計量大會確認上述光速值作為國際推薦值使用。1983年17屆國際計量大會通過了米的新定義，在這定義中光速c=299792458米/秒為規定值，而長度單位米由這個規定值定義。既然真空中的光速已成為定義值，以後就不需對光速進行任何測量了。
介質中的光速 不同介質中有不同的光速值。1850年菲佐用齒輪法測定了光在水中的速度，證明水中光速小於空氣中的光速。幾乎在同時，傅科用旋轉鏡法也測量了水中的光速（3/4c），得到了同樣結論。這一實驗結果與光的波粒二象性相一致而與牛頓的微粒說相矛盾(解釋光的折射定律時)，這對光的波動本性的確立在歷史上曾起過重要作用。1851年，菲佐用干涉法測量了運動介質中的光速，證實了A.-J.菲涅耳的曳引公式。 [玻璃中光速2/3c]
光在水中的速度：2.25×10^8m/s
光在玻璃中的速度：2.0×10^8m/s
光在冰中的速度：2.30×10^8m/s
光在空氣中的速度：3.0×10^8m/s
光在酒精中的速度：2.2×10^8m/s
上述理論只在19世紀70年代基本准確,在愛因斯坦<<廣義相對論>>中,光速是這樣闡述的:物體運動接近光速時,時間變得緩慢,當物體運動等於光速時,時間靜止,當物體運動超過光速時,時間倒流.這三個推斷是19世紀70年代初中期國際天文機構觀察探測日食時得以證實,而目前得以證實人類超過光速的機器是俄羅斯時間機器,它可以使當地時間倒退一秒,而耗電量是整個莫斯科市三年的用電量.
E=mc^2推導
第一步：要討論能量隨質量變化，先要從量綱得知思路：
能量量綱[E]=[M]([L]^2)([T]^(-2)),即能量量綱等於質量量綱和長度量綱的平方以及時間量綱的負二次方三者乘積。
我們需要把能量對於質量的函數形式化簡到最簡，那麼就要求能量函數中除了質量，最好只有一個其它的變數。
把([L]^2)([T]^(-2))化簡，可以得到只有一個量綱-速度[V_]的形式：
[V_]*[V_]。
也就是[E]=[M][V_]*[V_]
可見我們要討論質能關系，最簡單的途徑是從速度v_下手。
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第二步：先要考慮能量的變化
與能量的變化有關的有各種能量形式的轉化，其中直接和質量有關的只有做功。
那麼先來考慮做功對於能量變化的影響。
當外力F_(後面加_表示矢量，不加表示標量)作用在靜止質量為m0的質點上時，每產生ds_（位移s_的微分）的位移，物體能量增加
dE=F_*ds_(*表示點乘)。
考慮最簡化的 外力與位移方向相同的情況，上式變成
dE=Fds
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第三步：怎樣把力做功和速度v變化聯系起來呢？也就是說怎樣來通過力的作用效果來得出速度的變化呢？
我們知道力對物體的沖量等於物體動量的增量。那麼，通過動量定理，力和能量就聯系起來了：
F_dt=dP_=mdv_
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第四步：上式中顯然還要參考m質量這個變數，而我們不想讓質量的加入把我們力和速度的關系復雜化。我們想找到一種辦法約掉m，這樣就能得到純粹的速度和力的關系。
參考dE=Fds和F_dt=dP_，我們知道，v_=ds_/dt
那麼可以得到
dE=v_*dP_
如果考慮最簡單的形式：當速度改變和動量改變方向相同：
dE=vdP
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第五步：把上式化成能量和質量以及速度三者的關系式（因為我們最初就是要討論這個形式）：
dE=vd(mv)----因為dP=d(mv)
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第六步：把上式按照微分乘法分解
dE=v^2dm+mvdv
這個式子說明：能量的增量含有質量因速度增加而增加dm產生的能量增量和單純速度增加產生的能量增量2個部分。（這個觀點非常重要，在相對論之前，人們雖然在理論物理推導中認識到質量增加也會產生能量增量，但是都習慣性認為質量不會隨運動速度增加而變化，也就是誤以為dm恆定為0，這是經典物理學的最大錯誤之一。）
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第七步：我們不知道質量隨速度增加產生的增量dm是怎樣的，現在要研究它到底如何隨速度增加（也就是質量增量dm和速度增量dv之間的直接關系）：
根據洛侖茲變換推導出的靜止質量和運動質量公式：
m=m0[1-(v^2/c^2)]^(-1/2)
化簡成整數次冪形式：
m^2=(m0^2)[1-(v^2/c^2)]
化成沒有分母而且m和m0分別處於等號兩側的形式（這樣就是得到運動質量m對於速度變化和靜止質量的純粹的函數形式）：
(m^2)(c^2-v^2)=(m0^2)c^2
用上式對速度v求導得到dm/dv（之所以要這樣做，就是要找到質量增量dm和速度增量dv之間最直接的關系，我們這一步的根本目的就是這個）：
d[(m^2)(c²-v²)]/dv=d[(m0²)c²]/dv(注意式子等號右邊是常數的求導,結果為0)
即
[d(m²)/dv](c²-v²)+m²[d(c²-v²)/dv]=0
即
[m(dm/dv)+m(dm/dv)](c²-v²)+(m²)[0-2v]=0
即
2m(dm/dv)(c²-v²)-2vm²=0
約掉公因式2m(肯定不是0，呵呵，運動質量為0？沒聽說過)
得到：
(dm/dv)(c²-V²)-mv=0
即
(dm/dv)(c^2-V^2)=mv
由於dv不等於0（我們研究的就是非靜止的情況，運動系速度對於靜止系的增量當然不為0）
(c^2-v^2)dm=mvdv
這就是我們最終得到的dm和dv的直接關系。
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第八步：有了dm的函數，代回到我們第六步的能量增量式
dE=v^2dm+mvdv
=v^2dm+(c^2-v^2)dm
=c^2dm
這就是質能關系式的微分形式，它說明：質量的增量與能量的增量成正比，而且比例系數是常數c^2。
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最後一步：推論出物體從靜止到運動速度為v的過程中，總的能量增量：
對上一步的結論進行積分，積分區間取質量從靜止質量m0到運動質量m，得到
∫dE=∫[m0~m]c^2dm
即
E=mc^2-m0c^2
這就是 物體從靜止到運動速度為v的過程中，總的能量增量。
其中
E0=m0c^2稱為物體靜止時候的靜止能量。
Ev=mc^2稱為物體運動時候的總動能（運動總能量）。
總結：對於任何已知運動質量為m的物體，可以用E=mc^2直接計算出它的運動動能。
關於光速
光在水中的速度：2.25×10^8m/s
光在玻璃中的速度：2.0×10^8m/s
光在冰中的速度：2.30×10^8m/s
光在空氣中的速度：3.0×10^8m/s
光在酒精中的速度：2.2×10^8m/s
同學們知道這個速度相對什麼說的吧？是介質，而不關心介質的整體，是以什麼速度運動。就是說如果測量系以一定速度運動，則光速是測量系速度加光在介質中的速度，至少低速時近似如此，這一點維護相對論的也不否認。
以聲音實驗為例：空氣對地面靜止，第1次我們不動測得我們發出的聲音1秒鍾前進了300米；第二次我們1秒鍾勻速後退1米，測得聲音距我們301米，得到結論：兩次聲音相對地面速度不變，相對我們，第一次300米/秒；第2次301米/秒。
換做光實驗，同樣結果。我們用玻璃介質再做一次，同樣結果，我們再做一個我們不動，讓玻璃帶著光勻速運動的實驗，會發現光對玻璃依然是光速，因為它的傳遞條件沒有任何改變，而對我們，光速改變了，是靜止光速+玻璃速度。
要麼承認光速可變，要麼承認聲速也是不變的。
相對論在什麼情況下有可能可用呢？
愛因斯坦說：任何光線在「靜止的」坐標系中都是以確定的速度c運動著，不管這道光線是由靜止的還是運動的物體發射出來的。」
大學物理中光速不變原理：在彼此相對作勻速直線運動的任一慣性參考系中，所測得的光在真空中的傳播速度都是相等的。
可見，大學教材，已經認為非真空的光速可變，但是這樣定義帶來另一個問題，相對論，只在真空中可用，在通常的大氣條件下，不可用，這又讓一些相對論的盲目追隨者不知所措。同學們想參與科學探討是好的，要先豐富一下自己知識。

⑺ 光速是怎麼測量出來的

光速的測量方法： 最早光速的准確數值是通過觀測木星對其衛星的掩食測量的。還有轉動齒輪法、轉鏡法、克爾盒法、變頻閃光法等光速測量方法。

1．羅默的衛星蝕法

光速的測量，首先在天文學上獲得成功，這是因為宇宙廣闊的空間提供了測量光速所需要的足夠大的距離．早在1676年丹麥天文學家羅默（1644— 1710）首先測量了光速．由於任何周期性的變化過程都可當作時鍾，他成功地找到了離觀察者非常遙遠而相當准確的「時鍾」，羅默在觀察時所用的是木星每隔一定周期所出現的一次衛星蝕．他在觀察時注意到：連續兩次衛星蝕相隔的時間，當地球背離木星運動時，要比地球迎向木星運動時要長一些，他用光的傳播速度是有限的來解釋這個現象．光從木星發出（實際上是木星的衛星發出），當地球離開木星運動時，光必須追上地球，因而從地面上觀察木星的兩次衛星蝕相隔的時間，要比實際相隔的時間長一些；當地球迎向木星運動時，這個時間就短一些．因為衛星繞木星的周期不大（約為1.75天），所以上述時間差數，在最合適的時間（上圖中地球運行到軌道上的A和A』兩點時）不致超過15秒（地球的公轉軌道速度約為30千米/秒）．因此，為了取得可靠的結果，當時的觀察曾在整年中連續地進行．羅默通過觀察從衛星蝕的時間變化和地球軌道直徑求出了光速．由於當時只知道地球軌道半徑的近似值，故求出的光速只有214300km/s．這個光速值盡管離光速的准確值相差甚遠，但它卻是測定光速歷史上的第一個記錄．後來人們用照相方法測量木星衛星蝕的時間，並在地球軌道半徑測量准確度提高後，用羅默法求得的光速為299840±60km/s．

2．布萊德雷的光行差法

1728年，英國天文學家布萊德雷（1693—1762）採用恆星的光行差法，再一次得出光速是一有限的物理量．布萊德雷在地球上觀察恆星時，發現恆星的視位置在不斷地變化，在一年之內，所有恆星似乎都在天頂上繞著半長軸相等的橢圓運行了一周．他認為這種現象的產生是由於恆星發出的光傳到地面時需要一定的時間，而在此時間內，地球已因公轉而發生了位置的變化．他由此測得光速為：

C=299930千米/秒

這一數值與實際值比較接近．

以上僅是利用天文學的現象和觀察數值對光速的測定，而在實驗室內限於當時的條件，測定光速尚不能實現．

二、光速測定的大地測量方法

光速的測定包含著對光所通過的距離和所需時間的量度，由於光速很大，所以必須測量一個很長的距離和一個很短的時間，大地測量法就是圍繞著如何准確測定距離和時間而設計的各種方法．

1．伽利略測定光速的方法

物理學發展史上，最早提出測量光速的是義大利物理學家伽利略．1607年在他的實驗中，讓相距甚遠的兩個觀察者，各執一盞能遮閉的燈，如圖所示：觀察者A打開燈光，經過一定時間後，光到達觀察者B，B立即打開自己的燈光，過了某一時間後，此信號回到A，於是A可以記下從他自己開燈的一瞬間，到信號從B返回到A的一瞬間所經過的時間間隔t．若兩觀察者的距離為S，則光的速度為

c=2s/t

因為光速很大，加之觀察者還要有一定的反應時間，所以伽利略的嘗試沒有成功．如果用反射鏡來代替B，那麼情況有所改善，這樣就可以避免觀察者所引入的誤差．這種測量原理長遠地保留在後來的一切測定光速的實驗方法之中．甚至在現代測定光速的實驗中仍然採用．但在信號接收上和時間測量上，要採用可靠的方法．使用這些方法甚至能在不太長的距離上測定光速，並達到足夠高的精確度．

2．旋轉齒輪法

用實驗方法測定光速首先是在1849年由斐索實驗．他用定期遮斷光線的方法（旋轉齒輪法）進行自動記錄．實驗示意圖如下．從光源s發出的光經會聚透鏡L1射到半鍍銀的鏡面A，由此反射後在齒輪W的齒a和a』之間的空隙內會聚，再經透鏡L2和L3而達到反射鏡M，然後再反射回來．又通過半鍍鏡A由 L4集聚後射入觀察者的眼睛E．如使齒輪轉動，那麼在光達到M鏡後再反射回來時所經過的時間△t內，齒輪將轉過一個角度．如果這時a與a』之間的空隙為齒 a（或a』）所佔據，則反射回來的光將被遮斷，因而觀察者將看不到光．但如齒輪轉到這樣一個角度，使由M鏡反射回來的光從另一齒間空隙通過，那麼觀察者會重新看到光，當齒輪轉動得更快，反射光又被另一個齒遮斷時，光又消失．這樣，當齒輪轉速由零而逐漸加快時，在E處將看到閃光．由齒輪轉速v、齒數n與齒輪和M的間距L可推得光速c=4nvL．

在斐索所做的實驗中，當具有720齒的齒輪，一秒鍾內轉動12.67次時，光將首次被擋住而消失，空隙與輪齒交替所需時間為

在這一時間內，光所經過的光程為2×8633米，所以光速c=2×8633×18244=3.15×108（m/s）．

在對信號的發出和返回接收時刻能作自動記錄的遮斷法除旋轉齒輪法外，在現代還採用克爾盒法．1941年安德孫用克爾盒法測得：c=299776±6km/s，1951年貝格斯格蘭又用克爾盒法測得c=299793.1±0.3km/s．

3．旋轉鏡法

旋轉鏡法的主要特點是能對信號的傳播時間作精確測量．1851年傅科成功地運用此法測定了光速．旋轉鏡法的原理早在1834年1838年就已為惠更斯和阿拉果提出過，它主要用一個高速均勻轉動的鏡面來代替齒輪裝置．由於光源較強，而且聚焦得較好．因此能極其精密地測量很短的時間間隔．實驗裝置如圖所示．從光源s所發出的光通過半鍍銀的鏡面M1後，經過透鏡L射在繞O軸旋轉的平面反射鏡M2上O軸與圖面垂直．光從M2反射而會聚到凹面反射鏡M3上， M3的曲率中心恰在O軸上，所以光線由M3對稱地反射，並在s′點產生光源的像．當M2的轉速足夠快時，像S′的位置將改變到s〃，相對於可視M2為不轉時的位置移動了△s的距離可以推導出光速值：

式中w為M2轉動的角速度．l0為M2到M3的間距，l為透鏡L到光源S的間距，△s為s的像移動的距離．因此直接測量w、l、l0、△s，便可求得光速．

在傅科的實驗中：L=4米，L0=20米，△s=0.0007米，W=800×2π弧度/秒，他求得光速值c=298000±500km/s．

另外，傅科還利用這個實驗的基本原理，首次測出了光在介質（水）中的速度v＜c，這是對波動說的有力證據．

3．旋轉棱鏡法

邁克耳遜把齒輪法和旋轉鏡法結合起來，創造了旋轉棱鏡法裝置．因為齒輪法之所以不夠准確，是由於不僅當齒的中央將光遮斷時變暗，而且當齒的邊緣遮斷光時也是如此．因此不能精確地測定象消失的瞬時．旋轉鏡法也不夠精確，因為在該法中象的位移△s太小，只有0.7毫米，不易測准．邁克耳遜的旋轉鏡法克服了這些缺點．他用一個正八面鋼質棱鏡代替了旋轉鏡法中的旋轉平面鏡，從而光路大大的增長，並利用精確地測定棱鏡的轉動速度代替測齒輪法中的齒輪轉速測出光走完整個路程所需的時間，從而減少了測量誤差．從1879年至1926年，邁克耳遜曾前後從事光速的測量工作近五十年，在這方面付出了極大的勞動． 1926年他的最後一個光速測定值為

c=299796km/s

這是當時最精確的測定值，很快成為當時光速的公認值．

三、光速測定的實驗室方法

光速測定的天文學方法和大地測量方法，都是採用測定光信號的傳播距離和傳播時間來確定光速的．這就要求要盡可能地增加光程，改進時間測量的准確性．這在實驗室里一般是受時空限制的，而只能在大地野外進行，如斐索的旋輪齒輪法當時是在巴黎的蘇冷與達蒙瑪特勒相距8633米的兩地進行的．傅科的旋轉鏡法當時也是在野外，邁克耳遜當時是在相距35373．21米的兩個山峰上完成的．現代科學技術的發展，使人們可以使用更小更精確地實驗儀器在實驗室中進行光速的測量．

1．微波諧振腔法

1950年埃森最先採用測定微波波長和頻率的方法來確定光速．在他的實驗中，將微波輸入到圓柱形的諧振腔中，當微波波長和諧振腔的幾何尺寸匹配時，諧振腔的圓周長πD和波長之比有如下的關系：πD=2.404825λ，因此可以通過諧振腔直徑的測定來確定波長，而直徑則用干涉法測量；頻率用逐級差頻法測定．測量精度達10-7．在埃森的實驗中，所用微波的波長為10厘米，所得光速的結果為299792.5±1km/s．

2．激光測速法

1790年美國國家標准局和美國國立物理實驗室最先運用激光測定光速．這個方法的原理是同時測定激光的波長和頻率來確定光速（c=νλ）．由於激光的頻率和波長的測量精確度已大大提高，所以用激光測速法的測量精度可達10-9，比以前已有最精密的實驗方法提高精度約100倍．

四、光速測量方法一覽表

除了以上介紹的幾種測量光速的方法外，還有許多十分精確的測定光速的方法．現將不同方法測定的光速值列為「光速測量一覽表」供參考．

根據1975年第十五屆國際計量大會的決議，現代真空中光速的最可靠值是：

c=299792.458±0.001km/s

聲速測量儀必須配上示波器和信號發生器才能完成測量聲速的任務。實驗中產生超聲波的裝置如圖所示。它由壓電陶瓷管或稱超聲壓電換能器與變幅桿組成；當有交變電壓加在壓電陶瓷管上時，由於壓電體的逆壓電效應，使其產生機械振動。此壓電陶瓷管粘接在鋁合金製成的變幅桿上，經過電子線路的放大，即成為超聲波發生器，由於壓電陶瓷管的周期性振動，帶動變幅桿也做周期軸向振動。當所加交變電壓的頻率與壓電陶瓷的固有頻率相同時，壓電陶瓷的振幅最大，這使得變幅桿的振幅也最大。變幅桿的端面在空氣中激發出縱波，即超聲波。本儀器的壓電陶瓷的振盪頻率在40kHz以上，相應的超聲波波長約為幾毫米，由於他的波長短，定向發射性能好，本超聲波發射器是比較理想的波源。由於變幅桿的端面直徑一般在20mm左右，比此波長大很多，因此可以近似認為離開發射器一定距離處的聲波是平面波。超聲波的接受器則是利用壓電體的正壓電效應，將接收的機械振動，轉化成電振動，為使此電振動增強。特加一選頻放大器加以放大，再經屏蔽線輸給示波器觀測。接收器安裝在可移動的機構上，這個機構包擴支架、絲桿、可移動底座（其上裝有指針，並通過定位螺母套在絲桿上，有絲桿帶動作平移）、帶刻度的手輪等。接收器的位置由主、尺刻度手輪的位置決定。主尺位於底座上面；最小方尺位於底坐上面；最小分尺為1mm，手輪與絲桿相連上分為100分格，每轉一周，接收器平移1mm，故手每一小格為0.01mm，可估到0.001mm。

⑻ 光速的測量方法

光速的測量方法： 最早光速的准確數值是通過觀測木星對其衛星的掩食測量的。還有轉動齒輪法、轉鏡法、克爾盒法、變頻閃光法等光速測量方法。

1．羅默的衛星蝕法

光速的測量，首先在天文學上獲得成功，這是因為宇宙廣闊的空間提供了測量光速所需要的足夠大的距離．早在1676年丹麥天文學家羅默（1644— 1710）首先測量了光速．由於任何周期性的變化過程都可當作時鍾，他成功地找到了離觀察者非常遙遠而相當准確的「時鍾」，羅默在觀察時所用的是木星每隔一定周期所出現的一次衛星蝕．他在觀察時注意到：連續兩次衛星蝕相隔的時間，當地球背離木星運動時，要比地球迎向木星運動時要長一些，他用光的傳播速度是有限的來解釋這個現象．光從木星發出（實際上是木星的衛星發出），當地球離開木星運動時，光必須追上地球，因而從地面上觀察木星的兩次衛星蝕相隔的時間，要比實際相隔的時間長一些；當地球迎向木星運動時，這個時間就短一些．因為衛星繞木星的周期不大（約為1.75天），所以上述時間差數，在最合適的時間（上圖中地球運行到軌道上的A和A』兩點時）不致超過15秒（地球的公轉軌道速度約為30千米/秒）．因此，為了取得可靠的結果，當時的觀察曾在整年中連續地進行．羅默通過觀察從衛星蝕的時間變化和地球軌道直徑求出了光速．由於當時只知道地球軌道半徑的近似值，故求出的光速只有214300km/s．這個光速值盡管離光速的准確值相差甚遠，但它卻是測定光速歷史上的第一個記錄．後來人們用照相方法測量木星衛星蝕的時間，並在地球軌道半徑測量准確度提高後，用羅默法求得的光速為299840±60km/s．

2．布萊德雷的光行差法

1728年，英國天文學家布萊德雷（1693—1762）採用恆星的光行差法，再一次得出光速是一有限的物理量．布萊德雷在地球上觀察恆星時，發現恆星的視位置在不斷地變化，在一年之內，所有恆星似乎都在天頂上繞著半長軸相等的橢圓運行了一周．他認為這種現象的產生是由於恆星發出的光傳到地面時需要一定的時間，而在此時間內，地球已因公轉而發生了位置的變化．他由此測得光速為：

C=299930千米/秒

這一數值與實際值比較接近．

以上僅是利用天文學的現象和觀察數值對光速的測定，而在實驗室內限於當時的條件，測定光速尚不能實現．

二、光速測定的大地測量方法

光速的測定包含著對光所通過的距離和所需時間的量度，由於光速很大，所以必須測量一個很長的距離和一個很短的時間，大地測量法就是圍繞著如何准確測定距離和時間而設計的各種方法．

1．伽利略測定光速的方法

物理學發展史上，最早提出測量光速的是義大利物理學家伽利略．1607年在他的實驗中，讓相距甚遠的兩個觀察者，各執一盞能遮閉的燈，如圖所示：觀察者A打開燈光，經過一定時間後，光到達觀察者B，B立即打開自己的燈光，過了某一時間後，此信號回到A，於是A可以記下從他自己開燈的一瞬間，到信號從B返回到A的一瞬間所經過的時間間隔t．若兩觀察者的距離為S，則光的速度為

c=2s/t

因為光速很大，加之觀察者還要有一定的反應時間，所以伽利略的嘗試沒有成功．如果用反射鏡來代替B，那麼情況有所改善，這樣就可以避免觀察者所引入的誤差．這種測量原理長遠地保留在後來的一切測定光速的實驗方法之中．甚至在現代測定光速的實驗中仍然採用．但在信號接收上和時間測量上，要採用可靠的方法．使用這些方法甚至能在不太長的距離上測定光速，並達到足夠高的精確度．

2．旋轉齒輪法

用實驗方法測定光速首先是在1849年由斐索實驗．他用定期遮斷光線的方法（旋轉齒輪法）進行自動 記錄．實驗示意圖如下．從光源s發出的光經會聚透鏡L1射到半鍍銀的鏡面A，由此反射後在齒輪W的齒a和a』之間的空隙內會聚，再經透鏡L2和L3而達到反射鏡M，然後再反射回來．又通過半鍍鏡A由 L4集聚後射入觀察者的眼睛E．如使齒輪轉動，那麼在光達到M鏡後再反射回來時所經過的時間△t內，齒輪將轉過一個角度．如果這時a與a』之間的空隙為齒 a（或a』）所佔據，則反射回來的光將被遮斷，因而觀察者將看不到光．但如齒輪轉到這樣一個角度，使由M鏡反射回來的光從另一齒間空隙通過，那麼觀察者會重新看到光，當齒輪轉動得更快，反射光又被另一個齒遮斷時，光又消失．這樣，當齒輪轉速由零而逐漸加快時，在E處將看到閃光．由齒輪轉速v、齒數n與齒輪和M的間距L可推得光速c=4nvL．

在斐索所做的實驗中，當具有720齒的齒輪，一秒鍾內轉動12.67次時，光將首次被擋住而消失，空隙與輪齒交替所需時間為

在這一時間內，光所經過的光程為2×8633米，所以光速c=2×8633×18244=3.15×108（m/s）．

在對信號的發出和返回接收時刻能作自動記錄的遮斷法除旋轉齒輪法外，在現代還採用克爾盒法．1941