实验如何测量光速 光速测定的历史追溯

光速测定的历史追溯  

光速的测量历史

光速的测定在光学的发展史上具有非常特殊而重要的意义。

它不仅推动了光学实验，也打破了光速无限的传统观念；在物理学理论研究的发展里程中，它不仅为粒子说和波动说的争论提供了判定的依据，而且最终推动了爱因斯坦相对论理论的发展。 在光速的问题上物理学界曾经产生过争执，开普勒和笛卡尔都认为光的传播不需要时间，是在瞬时进行的。

但伽利略认为光速虽然传播得很快，但却是可以测定的。1607年，伽利略进行了最早的测量光速的实验。

伽利略的方法是，让两个人分别站在相距一英里的两座山上，每个人拿一个灯，第一个人先举起灯，当第二个人看到第一个人的灯时立即举起自己的灯，从第一个人举起灯到他看到第二个人的灯的时间间隔就是光传播两英里的时间。但由于光速传播的速度实在是太快了，这种方法根本行不通。

但伽利略的实验揭开了人类历史上对光速进行研究的序幕。 1676年，丹麦天文学家罗麦第一次提出了有效的光速测量方法。

他在观测木星的卫星的隐食周期时发现：在一年的不同时期，它们的周期有所不同；在地球处于太阳和木星之间时的周期与太阳处于地球和木星之间时的周期相差十四五天。他认为这种现象是由于光具有速度造成的，而且他还推断出光跨越地球轨道所需要的时间是22分钟。

1676年9月，罗麦预言预计11月9日上午5点25分45秒发生的木卫食将推迟10分钟。巴黎天文台的科学家们怀着将信将疑的态度，观测并最终证实了罗麦的预言。

罗麦的理论没有马上被法国科学院接受，但得到了著名科学家惠更斯的赞同。惠更斯根据他提出的数据和地球的半径第一次计算出了光的传播速度：214000千米/秒。

虽然这个数值与目前测得的最精确的数据相差甚远，但他启发了惠更斯对波动说的研究；更重要的是这个结果的错误不在于方法的错误，只是源于罗麦对光跨越地球的时间的错误推测，现代用罗麦的方法经过各种校正后得出的结果是298000千米/秒，很接近于现代实验室所测定的精确数值。 1725年，英国天文学家布莱德雷发现了恒星的“光行差”现象，以意外的方式证实了罗麦的理论。

刚开始时，他无法解释这一现象，直到1728年，他在坐船时受到风向与船航向的相对关系的启发，认识到光的传播速度与地球公转共同引起了“光行差”的现象。他用地球公转的速度与光速的比例估算出了太阳光到达地球需要8分13秒。

这个数值较罗麦法测定的要精确一些。菜德雷测定值证明了罗麦有关光速有限性的说法。

光速的测定，成了十七世纪以来所展开的关于光的本性的争论的重要依据。但是，由于受当时实验环境的局限，科学家们只能以天文方法测定光在真空中的传播速度，还不能解决光受传播介质影响的问题，所以关于这一问题的争论始终悬而未决。

十八世纪，科学界是沉闷的，光学的发展几乎处于停滞的状态。继布莱德雷之后，经过一个多世纪的酝酿，到了十九世纪中期，才出现了新的科学家和新的方法来测量光速。

1849年，法国人菲索第一次在地面上设计实验装置来测定光速。他的方法原理与伽利略的相类似。

他将一个点光源放在透镜的焦点处，在透镜与光源之间放一个齿轮，在透镜的另一测较远处依次放置另一个透镜和一个平面镜，平面镜位于第二个透镜的焦点处。点光源发出的光经过齿轮和透镜后变成平行光，平行光经过第二个透镜后又在平面镜上聚于一点，在平面镜上反射后按原路返回。

由于齿轮有齿隙和齿，当光通过齿隙时观察者就可以看到返回的光，当光恰好遇到齿时就会被遮住。从开始到返回的光第一次消失的时间就是光往返一次所用的时间，根据齿轮的转速，这个时间不难求出。

通过这种方法，菲索测得的光速是315000千米/秒。由于齿轮有一定的宽度，用这种方法很难精确的测出光速。

1850年，法国物理学家傅科改进了菲索的方法，他只用一个透镜、一面旋转的平面镜和一个凹面镜。平行光通过旋转的平面镜汇聚到凹面镜的圆心上，同样用平面镜的转速可以求出时间。

傅科用这种方法测出的光速是298000 千米/秒。另外傅科还测出了光在水中的传播速度，通过与光在空气中传播速度的比较，他测出了光由空气中射入水中的折射率。

这个实验在微粒说已被波动说推翻之后，又一次对微粒说做出了判决，给光的微粒理论带了最后的冲击。 1928年，卡娄拉斯和米太斯塔德首先提出利用克尔盒法来测定光速。

1951年，贝奇斯传德用这种方法测出的光速是299793千米/秒。 光波是电磁波谱中的一小部分，当代人们对电磁波谱中的每一种电磁波都进行了精密的测量。

1950年，艾森提出了用空腔共振法来测量光速。这种方法的原理是，微波通过空腔时当它的频率为某一值时发生共振。

根据空腔的长度可以求出共振腔的波长，在把共振腔的波长换算成光在真空中的波长，由波长和频率可计算出光速。 当代计算出的最精确的光速都是通过波长和频率求得的。

1958年，弗鲁姆求出光速的精确值：299792.5±0.1千米/秒。1972年，埃文森测得了目前真空中光速的最佳数值：299792457.4±0.1米/秒。

光速的测定在光学的研究历程中有着重要的意义。虽然从人们设法测量光速到人们测量出较为精确的光速共经历了。

光速测量的历史和方法

光速的测定 【意义与历史】 光速的测定在光学的发展史上具有非常特殊而重要的意义。

它不仅推动了光学实验的反站，也打破了光速无限的传统观念；在物理学理论研究的发展里程中，它不仅为粒子说和波动说的争论提供了判定的依据，而且最终推动了爱因斯坦相对论理论的发展。 在光速的问题上物理学界曾经产生过争执，开普勒和笛卡尔都认为光的传播不需要时间，是在瞬时进行的。

但伽利略认为光速虽然传播得很快，但却是可以测定的。1607年，伽利略进行了最早的测量光速的实验。

伽利略的方法是，让两个人分别站在相距一英里的两座山上，每个人拿一个灯，第一个人先举起灯，当第二个人看到第一个人的灯时立即举起自己的灯，从第一个人举起灯到他看到第二个人的灯的时间间隔就是光传播两英里的时间。但由于光速传播的速度实在是太快了，这种方法根本行不通。

但伽利略的实验揭开了人类历史上对光速进行研究的序幕。 1676年，丹麦天文学家罗麦第一次提出了有效的光速测量方法。

他在观测木星的卫星的隐食周期时发现：在一年的不同时期，它们的周期有所不同；在地球处于太阳和木星之间时的周期与太阳处于地球和木星之间时的周期相差十四五天。他认为这种现象是由于光具有速度造成的，而且他还推断出光跨越地球轨道所需要的时间是22分钟。

1676年9月，罗麦预言预计11月9日上午5点25分45秒发生的木卫食将推迟10分钟。巴黎天文台的科学家们怀着将信将疑的态度，观测并最终证实了罗麦的预言。

罗麦的理论没有马上被法国科学院接受，但得到了著名科学家惠更斯的赞同。惠更斯根据他提出的数据和地球的半径第一次计算出了光的传播速度：214000千米/秒。

虽然这个数值与目前测得的最精确的数据相差甚远，但他启发了惠更斯对波动说的研究；更重要的是这个结果的错误不在于方法的错误，只是源于罗麦对光跨越地球的时间的错误推测，现代用罗麦的方法经过各种校正后得出的结果是298000千米/秒，很接近于现代实验室所测定的精确数值。 1725年，英国天文学家布莱德雷发现了恒星的"光行差"现象，以意外的方式证实了罗麦的理论。

刚开始时，他无法解释这一现象，直到1728年，他在坐船时受到风向与船航向的相对关系的启发，认识到光的传播速度与地球公转共同引起了"光行差"的现象。他用地球公转的速度与光速的比例估算出了太阳光到达地球需要8分13秒。

这个数值较罗麦法测定的要精确一些。菜德雷测定值证明了罗麦有关光速有限性的说法。

光速的测定，成了十七世纪以来所展开的关于光的本性的争论的重要依据。但是，由于受当时实验环境的局限，科学家们只能以天文方法测定光在真空中的传播速度，还不能解决光受传播介质影响的问题，所以关于这一问题的争论始终悬而未决。

十八世纪，科学界是沉闷的，光学的发展几乎处于停滞的状态。继布莱德雷之后，经过一个多世纪的酝酿，到了十九世纪中期，才出现了新的科学家和新的方法来测量光速。

1849年，法国人菲索第一次在地面上设计实验装置来测定光速。他的方法原理与伽利略的相类似。

他将一个点光源放在透镜的焦点处，在透镜与光源之间放一个齿轮，在透镜的另一测较远处依次放置另一个透镜和一个平面镜，平面镜位于第二个透镜的焦点处。点光源发出的光经过齿轮和透镜后变成平行光，平行光经过第二个透镜后又在平面镜上聚于一点，在平面镜上反射后按原路返回。

由于齿轮有齿隙和齿，当光通过齿隙时观察者就可以看到返回的光，当光恰好遇到齿时就会被遮住。从开始到返回的光第一次消失的时间就是光往返一次所用的时间，根据齿轮的转速，这个时间不难求出。

通过这种方法，菲索测得的光速是315000千米/秒。由于齿轮有一定的宽度，用这种方法很难精确的测出光速。

1850年，法国物理学家傅科改进了菲索的方法，他只用一个透镜、一面旋转的平面镜和一个凹面镜。平行光通过旋转的平面镜汇聚到凹面镜的圆心上，同样用平面镜的转速可以求出时间。

傅科用这种方法测出的光速是298000 千米/秒。另外傅科还测出了光在水中的传播速度，通过与光在空气中传播速度的比较，他测出了光由空气中射入水中的折射率。

这个实验在微粒说已被波动说推翻之后，又一次对微粒说做出了判决，给光的微粒理论带了最后的冲击。 1928年，卡娄拉斯和米太斯塔德首先提出利用克尔盒法来测定光速。

1951年，贝奇斯传德用这种方法测出的光速是299793千米/秒。 光波是电磁波谱中的一小部分，当代人们对电磁波谱中的每一种电磁波都进行了精密的测量。

1950年，艾森提出了用空腔共振法来测量光速。这种方法的原理是，微波通过空腔时当它的频率为某一值时发生共振。

根据空腔的长度可以求出共振腔的波长，在把共振腔的波长换算成光在真空中的波长，由波长和频率可计算出光速。 当代计算出的最精确的光速都是通过波长和频率求得的。

1958年，弗鲁姆求出光速的精确值：299792.5±0.1千米/秒。1972年，埃文森测得了目前真空中光速的最佳数值：299792457.4±0.1米/秒。

光速的测定在光学的研究历程中有着重要的意义。虽然从人们设法测量光速到人。

光速测量的历史和方法

光速的测定 【意义与历史】光速的测定在光学的发展史上具有非常特殊而重要的意义。

它不仅推动了光学实验的反站，也打破了光速无限的传统观念；在物理学理论研究的发展里程中，它不仅为粒子说和波动说的争论提供了判定的依据，而且最终推动了爱因斯坦相对论理论的发展。 在光速的问题上物理学界曾经产生过争执，开普勒和笛卡尔都认为光的传播不需要时间，是在瞬时进行的。

但伽利略认为光速虽然传播得很快，但却是可以测定的。1607年，伽利略进行了最早的测量光速的实验。

伽利略的方法是，让两个人分别站在相距一英里的两座山上，每个人拿一个灯，第一个人先举起灯，当第二个人看到第一个人的灯时立即举起自己的灯，从第一个人举起灯到他看到第二个人的灯的时间间隔就是光传播两英里的时间。但由于光速传播的速度实在是太快了，这种方法根本行不通。

但伽利略的实验揭开了人类历史上对光速进行研究的序幕。 1676年，丹麦天文学家罗麦第一次提出了有效的光速测量方法。

他在观测木星的卫星的隐食周期时发现：在一年的不同时期，它们的周期有所不同；在地球处于太阳和木星之间时的周期与太阳处于地球和木星之间时的周期相差十四五天。他认为这种现象是由于光具有速度造成的，而且他还推断出光跨越地球轨道所需要的时间是22分钟。

1676年9月，罗麦预言预计11月9日上午5点25分45秒发生的木卫食将推迟10分钟。巴黎天文台的科学家们怀着将信将疑的态度，观测并最终证实了罗麦的预言。

罗麦的理论没有马上被法国科学院接受，但得到了著名科学家惠更斯的赞同。惠更斯根据他提出的数据和地球的半径第一次计算出了光的传播速度：214000千米/秒。

虽然这个数值与目前测得的最精确的数据相差甚远，但他启发了惠更斯对波动说的研究；更重要的是这个结果的错误不在于方法的错误，只是源于罗麦对光跨越地球的时间的错误推测，现代用罗麦的方法经过各种校正后得出的结果是298000千米/秒，很接近于现代实验室所测定的精确数值。 1725年，英国天文学家布莱德雷发现了恒星的"光行差"现象，以意外的方式证实了罗麦的理论。

刚开始时，他无法解释这一现象，直到1728年，他在坐船时受到风向与船航向的相对关系的启发，认识到光的传播速度与地球公转共同引起了"光行差"的现象。他用地球公转的速度与光速的比例估算出了太阳光到达地球需要8分13秒。

这个数值较罗麦法测定的要精确一些。菜德雷测定值证明了罗麦有关光速有限性的说法。

光速的测定，成了十七世纪以来所展开的关于光的本性的争论的重要依据。但是，由于受当时实验环境的局限，科学家们只能以天文方法测定光在真空中的传播速度，还不能解决光受传播介质影响的问题，所以关于这一问题的争论始终悬而未决。

十八世纪，科学界是沉闷的，光学的发展几乎处于停滞的状态。继布莱德雷之后，经过一个多世纪的酝酿，到了十九世纪中期，才出现了新的科学家和新的方法来测量光速。

1849年，法国人菲索第一次在地面上设计实验装置来测定光速。他的方法原理与伽利略的相类似。

他将一个点光源放在透镜的焦点处，在透镜与光源之间放一个齿轮，在透镜的另一测较远处依次放置另一个透镜和一个平面镜，平面镜位于第二个透镜的焦点处。点光源发出的光经过齿轮和透镜后变成平行光，平行光经过第二个透镜后又在平面镜上聚于一点，在平面镜上反射后按原路返回。

由于齿轮有齿隙和齿，当光通过齿隙时观察者就可以看到返回的光，当光恰好遇到齿时就会被遮住。从开始到返回的光第一次消失的时间就是光往返一次所用的时间，根据齿轮的转速，这个时间不难求出。

通过这种方法，菲索测得的光速是315000千米/秒。由于齿轮有一定的宽度，用这种方法很难精确的测出光速。

1850年，法国物理学家傅科改进了菲索的方法，他只用一个透镜、一面旋转的平面镜和一个凹面镜。平行光通过旋转的平面镜汇聚到凹面镜的圆心上，同样用平面镜的转速可以求出时间。

傅科用这种方法测出的光速是298000 千米/秒。另外傅科还测出了光在水中的传播速度，通过与光在空气中传播速度的比较，他测出了光由空气中射入水中的折射率。

这个实验在微粒说已被波动说推翻之后，又一次对微粒说做出了判决，给光的微粒理论带了最后的冲击。 1928年，卡娄拉斯和米太斯塔德首先提出利用克尔盒法来测定光速。

1951年，贝奇斯传德用这种方法测出的光速是299793千米/秒。 光波是电磁波谱中的一小部分，当代人们对电磁波谱中的每一种电磁波都进行了精密的测量。

1950年，艾森提出了用空腔共振法来测量光速。这种方法的原理是，微波通过空腔时当它的频率为某一值时发生共振。

根据空腔的长度可以求出共振腔的波长，在把共振腔的波长换算成光在真空中的波长，由波长和频率可计算出光速。 当代计算出的最精确的光速都是通过波长和频率求得的。

1958年，弗鲁姆求出光速的精确值：299792.5±0.1千米/秒。1972年，埃文森测得了目前真空中光速的最佳数值：299792457.4±0.1米/秒。

光速的测定在光学的研究历程中有着重要的意义。虽然从人们设法测量。

光速的测量历史

真空中的光速是一个重要的物理常量，国际公认值为c=299792458米/秒。

17世纪前人们以为光速为无限大，意大利物理学家G.伽利略曾对此提出怀疑，并试图通过实验来检验，但因过于粗糙而未获成功。1676年，丹麦天文学家O.C.罗默利用木星卫星的星蚀时间变化证实光是以有限速度传播的。

1727年，英国天文学家J.布拉得雷利用恒星光行差现象估算出光速值为c=303000千米/秒。 1849年，法国物理学家A.H.L.菲佐用旋转齿轮法首次在地面实验室中成功地进行了光速测量，最早的结果为c=315000千米/秒。

1862年，法国实验物理学家J.-B.-L.傅科根据D.F.J.阿拉戈的设想用旋转镜法测得光速为c=(298000±500)千米/秒。19世纪中叶J.C.麦克斯韦建立了电磁场理论，他根据电磁波动方程曾指出，电磁波在真空中的传播速度等于静电单位电量与电磁单位电量的比值，只要在实验上分别用这两种单位测量同一电量（或电流），就可算出电磁波的波速。

1856年，R.科尔劳施和W.韦伯完成了有关测量，麦克斯韦根据他们的数据计算出电磁波在真空中的波速值为3.1074*105千米/秒，此值与菲佐的结果十分接近，这对人们确认光是电磁波起过很大作用。 1926年，美国物理学家A.A.迈克耳孙改进了傅科的实验，测得c=(299796±4)千米/秒，他于1929年在真空中重做了此实验，测得c=299774千米/秒。

后来有人用光开关（克尔盒）代替齿轮转动以改进菲佐的实验，其精度比旋转镜法提高了两个数量级。1952年，英国实验物理学家K.D.费罗姆用微波干涉仪法测量光速，得c=(299792.50±0.10)千米/秒。

此值于1957年被推荐为国际推荐值使用，直至1973年。 1972年，美国的K.M.埃文森等人直接测量激光频率ν和真空中的波长λ，按公式c=νλ算得c=(299792458±1.2)米/秒。

1975年第15届国际计量大会确认上述光速值作为国际推荐值使用。1983年17届国际计量大会通过了米的新定义，在这定义中光速c=299792458米/秒为规定值，而长度单位米由这个规定值定义。

既然真空中的光速已成为定义值，以后就不需对光速进行任何测量了。

光速是怎么测定的,和它被测历史

17世纪前，天文学家和物理学家以为光速为无限大，宇宙中恒星的光都是瞬时到达地球的。

意大利物理学家伽利略首先对上述论点提出怀疑，为了证明光速的有限性，他在1600年左右曾做过粗糙的实验，他确定了A用灯光把信号传到B并收到从B回来的信号所需要的时间。这个实验是在晚上当两个观察者紧靠着站在一起，以及当他们相距近一英里时分别进行的。

如果能发觉有时间差，那么，光就是以有限速度传播的，伽利略不能从他的实验解决这个问题。但他提出了一个完全不同的问题，他评论道，在木星后面的木星卫星时常消失，可以用来作光速的测量。

1849年，法国物理学家菲索用齿轮法首次在地面实验室中成功地进行了光速测量。他的实验装置如图所示。

图4中光源S发出的光束在半镀银的镜子G上反射，经透镜L1聚焦到O点，从O点发出的光束再经透镜L2变成平行光束。经过8.633千米后通过透镜L3会聚到镜子M上，再由M返回原光路达G后进入观测者的眼睛。

置于O点的齿轮旋转时把光束切割成许多短脉冲，他用的齿轮有720个齿，转速为25转/秒时达到最大光强，这相当于每个光脉冲往返所需时间为1/18000秒，往返距离为17.266千米，经过二十八次的观察，由此可得с=312000千米/秒。这个数值与当时天文学家公认的光速值只有较小的差别。

差不多与菲索同时进行光速测定工作的便是傅科。1819年9月18日他生于巴黎，最初研究过医学，但从1845年以后从事物理学的研究，与斐索是初期的合作者。

两人分手后，各自都进行着光速测定的研究工作。在光速测定的研究中，傅科是采用旋转平面镜的方法来测光速的。

经过一段时间的研究，于1850年5月6日向科学院报告了自己实验的结果，并发现光速在水中比在空气中小，证明了波动说的观点是正确的，它给光的微粒说带来了再一次的冲击。在论文中，傅科叙述了实验装置的改进和实验的结果。

他指出，所用的仪器与以前所说的仪器设有什么重大的区别，只是装了一套推动圆周屏幕移动的齿轮系统，以便准确量度镜的旋转速度。此外，实验中所用的距离，也用几次反射的方法，使其距离从4米扩大到20米。

由于光通过的距离增长，对时间的量度更为准确，使他得到的结果也更好。傅科指出，最后的结果，光的速度好像显然地比人们想象的速度要小，用旋转镜测得的光速为每秒大约2.98*108米/秒。

接着他又分析这一结果的准确程度。据他看来，该实验的误差，不应该超过5*105米。

在这一条件下，傅科认为这一实验数值是正确的。在菲索和傅科之后，又有不少科学家，采用并改进了前人的方法，继续测量光的传播速度。

主要有以下几位：法国的科尔尼（M.A.Cornu,1841~1902）采用菲索的方法，作了一些改进，于1874年在实验中把反射镜安装在23公里远的地方，测出的光速为每秒2.985*108米，而1878年又测得3.004*108米。1880~1881年，英国的詹姆斯·杨（Oames Young）和乔治·福布斯（G.Forbes）测得的数值为每秒3.01382*108米。

光速的最精确的测定是在美国作的，1867年，海军天文台的纽科姆（Newb Simon,1835~1909）建议重做傅科的实验，迈克耳逊于1878年在安纳波利斯海军学院的实验室做了初步的实验。测量是在1879年做的。

1882年，迈克耳逊在俄亥俄州克利夫兰的凯斯学院作了测定。迈克耳逊以毕生精力从事光速的精密测量；1879年，他用自己改进了的傅科方法，利用凹面镜和透镜把光路延长到600m，旋转镜使返回光位移133mm，获得光速值为299910±50km/s。

1882年，他又把测量精度提高，获得的数值为 299853±30km/s。这都是当时最新纪录。

后来到1923年他又重新专心致志地从事光速测量，在加利福尼亚的两个相距约35公里的山头之间，一个新的特点是应用了八角形的转动镜，这提供了接受相继反射面的反射光的可能性，这样就免除了反射光线的角度偏差的测量；测得的数值为299798±4km/s。

光速的研究历史

真空中的光速是一个物理常量，国际公认值为c=299792458m/s。

17世纪前人们以为光速为无限大，意大利物理学家G.伽利略曾对此提出怀疑，并试图通过实验来检验他设想，在距离很远的两个地方，两人互相用灯光传递信号，最终没能成功。艾萨克·牛顿也接受光速是有限的观念，在他1704年出版的书《光学》中，他提出光每秒钟可以横越地球16.6次（相当于210,000公里/秒，比正确值低了30%）。

这似乎是他自己的推断（不能确知他是否有引用或参考罗默的数据）。1676年，丹麦天文学家奥劳斯·罗默（1644~1710）利用木星卫星的星蚀时间变化证实光是以有限速度传播的。

他利用木星的木卫一在木星在木星圆面上的投影作周期性变化的现象，第一次定量的估计出光速。艾欧的公转轨道可以用来计算时间，因为它会规律的进入木星的阴影中一段时间。

罗默观测到当地球在最接近木星时，艾欧的公转周期是42.5小时，当地球远离木星时，艾欧从阴影中出现的时间会比预测的越来越晚，很明显的是因为木星与地球的距离增加，使得信号要花更多的时间传递。光要通过行星之间增加的距离，使得计时的信号在第一次和下一次之间因而延长了额外的时间。

当地球向木星接近时，情形则正好相反。罗默观测到艾欧在接近的40 个轨道周期中周期比远离的40个轨道周期缩短了22分钟。

以这些观测为基础，罗默认为在80个轨道周期中光线要多花费22分钟行走艾欧与地球之间增加的距离。这意味着地球经历了80个艾欧轨道周期（42.5小时）的时间，光线只要花22分钟。

这对应于一个地球在轨道上绕着太阳运动和光速之间的一个比例。意味着光速是地球的轨道速度的9,300倍，与现 在的数值10,100倍比较，相差较小。

但是因为这种观测是很困难的，因而日后被其他的方法所取代。在当时，天文单位的估计数值是大约1亿4千万公里。

克里斯蒂安·惠更斯结合了天文单位和罗默的时间估计，每分钟的光速是地球直径的1,000倍，他似乎误解了罗默22分钟的意思，以为是横越地球轨道所花费的时间。这相当于每秒220,000公里（136,000英里），比现 在采用的数值低了26%，但仍比当时使用其他已知的物理方法测得的数值为佳。

即使如此，靠著这些观测，光速是有限的仍不能被大众满意的接受（著名的有吉恩·多米尼克·卡西尼），直到在詹姆斯·布雷德里（1728）的观测之后，光速是无限的想法才被扬弃。布雷德里推论若光速是有限的，则因为地球的轨道速度，会使抵达地球的星光有一个微小角度的偏折，这就是所谓的光行差，他的大小只有1/200度。

布雷德里计算的光速为298,000公里/秒（185,000英里/秒），这与现 在的数值只有不到1%的差异。光行差的效应在19世纪已经被充分的研究，最著名的学者是瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维。

1849年，法国物理学家A.H.L.菲佐用旋转齿轮法首次在地面实验室中成功地进行了光速测量，最早的结果为c=315000千米/秒。1862年，法国实验物理学家J.-B.-L.傅科根据D.F.J.阿拉戈的设想用旋转镜法测得光速为c=(298000±500)千米/秒。

19世纪中叶J.C.麦克斯韦建立了电磁场理论，他根据电磁波动方程曾指出，电磁波在真空中的传播速度等于静电单位电量与电磁单位电量的比值，只要在实验上分别用这两种单位测量同一电量（或电流），就可算出电磁波的波速。1856年，R.科尔劳施和W.韦伯完成了有关测量，麦克斯韦根据他们的数据计算出电磁波在真空中的波速值为3.1074*10^5千米/秒，此值与菲佐的结果十分接近，这对人们确认光是电磁波起过很大作用。

1926年，美国物理学家A.A.迈克耳孙改进了傅科的实验，测得c=(299796±4)千米/秒，他于1929年在真空中重做了此实验，测得c=299774千米/秒。后来有人用光开关（克尔盒）代替齿轮转动以改进菲佐的实验，其精度比旋转镜法提高了两个数量级。

1952年，英国实验物理学家K.D.费罗姆用微波干涉仪法测量光速得c=(299792.50±0.10)千米/秒。此值于1957年被推荐为国际推荐值使用，直至1973年。

1972年，美国的K.M.埃文森等人直接测量激光频率ν和真空中的波长λ，按公式 （其中v为真空中电磁波的速度， 为真空磁导率， 为真空介电常数）算得c=(299792458±1.2)米/秒。1975年第15届国际计量大会确认上述光速值作为国际推荐值使用。

1983年17届国际计量大会通过了米的新定义，在这定义中光速c=299792458米/秒为规定值，而长度单位米由这个规定值定义。既然真空中的光速已成为定义值，以后就不需对光速进行任何测量了。

1983年，光速取代了保存在巴黎国际计量局的由90%铂和10%铱的合金制成的米原器被选作定义“米”的标准，并且约定光速严格等于299,792,458m/s，此数值与当时的米的定义和秒的定义一致。后来，随着实验精度的不断提高，光速的数值有所改变，米被定义为 秒内真空中光通过的路程。

1849年，菲索用旋转齿轮法求得 。他是第一位用实验方法，测定地面光速的实验者。

实验方法大致如下：光从半镀银面反射后，经高速旋转的齿轮投向反射镜，再沿原路返回。如果齿轮转过一齿所需的时间，正好与光往返的时间相等，就可透过半镀银面观测到。

光速的研究历史

真空中的光速是一个物理常量，国际公认值为c=299792458m/s。

17世纪前人们以为光速为无限大，意大利物理学家G.伽利略曾对此提出怀疑，并试图通过实验来检验他设想，在距离很远的两个地方，两人互相用灯光传递信号，最终没能成功。艾萨克·牛顿也接受光速是有限的观念，在他1704年出版的书《光学》中，他提出光每秒钟可以横越地球16.6次（相当于210,000公里/秒，比正确值低了30%）。

这似乎是他自己的推断（不能确知他是否有引用或参考罗默的数据）。1676年，丹麦天文学家奥劳斯·罗默（1644~1710）利用木星卫星的星蚀时间变化证实光是以有限速度传播的。

他利用木星的木卫一在木星在木星圆面上的投影作周期性变化的现象，第一次定量的估计出光速。艾欧的公转轨道可以用来计算时间，因为它会规律的进入木星的阴影中一段时间。

罗默观测到当地球在最接近木星时，艾欧的公转周期是42.5小时，当地球远离木星时，艾欧从阴影中出现的时间会比预测的越来越晚，很明显的是因为木星与地球的距离增加，使得信号要花更多的时间传递。光要通过行星之间增加的距离，使得计时的信号在第一次和下一次之间因而延长了额外的时间。

当地球向木星接近时，情形则正好相反。罗默观测到艾欧在接近的40 个轨道周期中周期比远离的40个轨道周期缩短了22分钟。

以这些观测为基础，罗默认为在80个轨道周期中光线要多花费22分钟行走艾欧与地球之间增加的距离。这意味着地球经历了80个艾欧轨道周期（42.5小时）的时间，光线只要花22分钟。

这对应于一个地球在轨道上绕着太阳运动和光速之间的一个比例。意味着光速是地球的轨道速度的9,300倍，与现 在的数值10,100倍比较，相差较小。

但是因为这种观测是很困难的，因而日后被其他的方法所取代。在当时，天文单位的估计数值是大约1亿4千万公里。

克里斯蒂安·惠更斯结合了天文单位和罗默的时间估计，每分钟的光速是地球直径的1,000倍，他似乎误解了罗默22分钟的意思，以为是横越地球轨道所花费的时间。这相当于每秒220,000公里（136,000英里），比现 在采用的数值低了26%，但仍比当时使用其他已知的物理方法测得的数值为佳。

即使如此，靠著这些观测，光速是有限的仍不能被大众满意的接受（著名的有吉恩·多米尼克·卡西尼），直到在詹姆斯·布雷德里（1728）的观测之后，光速是无限的想法才被扬弃。布雷德里推论若光速是有限的，则因为地球的轨道速度，会使抵达地球的星光有一个微小角度的偏折，这就是所谓的光行差，他的大小只有1/200度。

布雷德里计算的光速为298,000公里/秒（185,000英里/秒），这与现 在的数值只有不到1%的差异。光行差的效应在19世纪已经被充分的研究，最著名的学者是瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维。

1849年，法国物理学家A.H.L.菲佐用旋转齿轮法首次在地面实验室中成功地进行了光速测量，最早的结果为c=315000千米/秒。1862年，法国实验物理学家J.-B.-L.傅科根据D.F.J.阿拉戈的设想用旋转镜法测得光速为c=(298000±500)千米/秒。

19世纪中叶J.C.麦克斯韦建立了电磁场理论，他根据电磁波动方程曾指出，电磁波在真空中的传播速度等于静电单位电量与电磁单位电量的比值，只要在实验上分别用这两种单位测量同一电量（或电流），就可算出电磁波的波速。1856年，R.科尔劳施和W.韦伯完成了有关测量，麦克斯韦根据他们的数据计算出电磁波在真空中的波速值为3.1074*10^5千米/秒，此值与菲佐的结果十分接近，这对人们确认光是电磁波起过很大作用。

1926年，美国物理学家A.A.迈克耳孙改进了傅科的实验，测得c=(299796±4)千米/秒，他于1929年在真空中重做了此实验，测得c=299774千米/秒。后来有人用光开关（克尔盒）代替齿轮转动以改进菲佐的实验，其精度比旋转镜法提高了两个数量级。

1952年，英国实验物理学家K.D.费罗姆用微波干涉仪法测量光速得c=(299792.50±0.10)千米/秒。此值于1957年被推荐为国际推荐值使用，直至1973年。

1972年，美国的K.M.埃文森等人直接测量激光频率ν和真空中的波长λ，按公式 （其中v为真空中电磁波的速度， 为真空磁导率， 为真空介电常数）算得c=(299792458±1.2)米/秒。1975年第15届国际计量大会确认上述光速值作为国际推荐值使用。

1983年17届国际计量大会通过了米的新定义，在这定义中光速c=299792458米/秒为规定值，而长度单位米由这个规定值定义。既然真空中的光速已成为定义值，以后就不需对光速进行任何测量了。

1983年，光速取代了保存在巴黎国际计量局的由90%铂和10%铱的合金制成的米原器被选作定义“米”的标准，并且约定光速严格等于299,792,458m/s，此数值与当时的米的定义和秒的定义一致。后来，随着实验精度的不断提高，光速的数值有所改变，米被定义为 秒内真空中光通过的路程。

1849年，菲索用旋转齿轮法求得 。他是第一位用实验方法，测定地面光速的实验者。

实验方法大致如下：光从半镀银面反射后，经高速旋转的齿轮投向反射镜，再沿原路返回。如果齿轮转过一齿所需的时间，正好与光往返的时间相等，就可透过半镀银面观测到光，从而。

光速的测量方法

光的传播速度

光的干涉和衍射现象说明光具有波动性，光的偏振现象进而说明光是横波.而光以有限速度传播以及光速的精确测定，在建立光的电磁波学说方面也曾起了重大的作用.光速是物理学中最重要的基本常数之一，也是所有各种频率的电磁波在真空中的传播速度.狭义相对论认为：任何信号和物体的速度都不能超过真空中的光速.在折射率为n的介质中，光的传播速度为：v=c/n.在光学和物理学的发展历史上，光速的测定，一直是许多科学家为之探索的课题.许多光速测量方法那巧妙的构思、高超的实验设计一直在启迪着后人的物理学研究.历史上光速测量方法可以分为天文学测量方法、大地测量方法和实验室测量方法等.

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光速的测量

光速是物理学中最重要的基本常数之一，也是所有各种频率的电磁波在真空中的传播速度.狭义相对论认为：任何信号和物体的速度都不能超过真空中的光速.在折射率为n的介质中，光的传播速度为：v=c/n.在光学和物理学的发展历史上，光速的测定，一直是许多科学家为之探索的课题.许多光速测量方法那巧妙的构思、高超的实验设计一直在启迪着后人的物理学研究.历史上光速测量方法可以分为天文学测量方法、大地测量方法和实验室测量方法等一、光速测定的天文学方法1.罗默的卫星蚀法光速的测量，首先在天文学上获得成功，这是因为宇宙广阔的空间提供了测量光速所需要的足够大的距离.早在1676年丹麦天文学家罗默（1644—1710）首先测量了光速.由于任何周期性的变化过程都可当作时钟，他成功地找到了离观察者非常遥远而相当准确的“时钟”，罗默在观察时所用的是木星每隔一定周期所出现的一次卫星蚀.他在观察时注意到：连续两次卫星蚀相隔的时间，当地球背离木星运动时，要比地球迎向木星运动时要长一些，他用光的传播速度是有限的来解释这个现象.光从木星发出（实际上是木星的卫星发出），当地球离开木星运动时，光必须追上地球，因而从地面上观察木星的两次卫星蚀相隔的时间，要比实际相隔的时间长一些；当地球迎向木星运动时，这个时间就短一些.因为卫星绕木星的周期不大（约为1.75天），所以上述时间差数，在最合适的时间（上图中地球运行到轨道上的A和A'两点时）不致超过15秒（地球的公转轨道速度约为30千米/秒）.因此，为了取得可靠的结果，当时的观察曾在整年中连续地进行.罗默通过观察从卫星蚀的时间变化和地球轨道直径求出了光速.由于当时只知道地球轨道半径的近似值，故求出的光速只有214300km/s.这个光速值尽管离光速的准确值相差甚远，但它却是测定光速历史上的第一个记录.后来人们用照相方法测量木星卫星蚀的时间，并在地球轨道半径测量准确度提高后，用罗默法求得的光速为299840±60km/s.2.布莱德雷的光行差法1728年，英国天文学家布莱德雷（1693—1762）采用恒星的光行差法，再一次得出光速是一有限的物理量.布莱德雷在地球上观察恒星时，发现恒星的视位置在不断地变化，在一年之内，所有恒星似乎都在天顶上绕着半长轴相等的椭圆运行了一周.他认为这种现象的产生是由于恒星发出的光传到地面时需要一定的时间，而在此时间内，地球已因公转而发生了位置的变化.他由此测得光速为：C=299930千米/秒这一数值与实际值比较接近.以上仅是利用天文学的现象和观察数值对光速的测定，而在实验室内限于当时的条件，测定光速尚不能实现.二、光速测定的大地测量方法光速的测定包含着对光所通过的距离和所需时间的量度，由于光速很大，所以必须测量一个很长的距离和一个很短的时间，大地测量法就是围绕着如何准确测定距离和时间而设计的各种方法.1.伽利略测定光速的方法物理学发展史上，最早提出测量光速的是意大利物理学家伽利略.1607年在他的实验中，让相距甚远的两个观察者，各执一盏能遮闭的灯，如图所示：观察者A打开灯光，经过一定时间后，光到达观察者B,B立即打开自己的灯光，过了某一时间后，此信号回到A，于是A可以记下从他自己开灯的一瞬间，到信号从B返回到A的一瞬间所经过的时间间隔t.若两观察者的距离为S，则光的速度为c=2s/t因为光速很大，加之观察者还要有一定的反应时间，所以伽利略的尝试没有成功.如果用反射镜来代替B，那么情况有所改善，这样就可以避免观察者所引入的误差.这种测量原理长远地保留在后来的一切测定光速的实验方法之中.甚至在现代测定光速的实验中仍然采用.但在信号接收上和时间测量上，要采用可靠的方法.使用这些方法甚至能在不太长的距离上测定光速，并达到足够高的精确度.2.旋转齿轮法用实验方法测定光速首先是在1849年由斐索实验.他用定期遮断光线的方法（旋转齿轮法）进行自动记录.实验示意图如下.从光源s发出的光经会聚透镜L1射到半镀银的镜面A，由此反射后在齿轮W的齿a和a'之间的空隙内会聚，再经透镜L2和L3而达到反射镜M，然后再反射回来.又通过半镀镜A由L4集聚后射入观察者的眼睛E.如使齿轮转动，那么在光达到M镜后再反射回来时所经过的时间△t内，齿轮将转过一个角度.如果这时a与a'之间的空隙为齿a（或a'）所占据，则反射回来的光将被遮断，因而观察者将看不到光.但如齿轮转到这样一个角度，使由M镜反射回来的光从另一齿间空隙通过，那么观察者会重新看到光，当齿轮转动得更快，反射光又被另一个齿遮断时，光又消失.这样，当齿轮转速由零而逐渐加快时，在E处将看到闪光.由齿轮转速v、齿数n与齿轮和M的间距L可推得光速c=4nvL.在斐索所做的实验中，当具有720齿的齿轮，一秒钟内转动12.67次时，光将首次被挡住而消失，空隙与轮齿交替所需时间为在这一时间内，光所经过的光程为2*8633米，所以光速c=2*8633*18244=3.15*108(m/s).在对信号的发出和返回接收时刻能作自动记录的遮断法除旋转齿轮法外，在现代还采用克尔盒法.1941年安德孙用克尔盒法测得：c=299776±6km/s,1951年。