请问光的速度是怎样测出来的

光速测量方法

最早光速的准确数值是通过观测木星对其卫星的掩食测量的。还有转动齿轮法、转镜法、克尔盒法、变频闪光法等光速测量方法。 1983年，光速取代了保存在巴黎国际计量局的铂制米原器被选作定义“米”的标准，并且约定光速严格等于299,792,458米/秒，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1/299,792,458秒内光通过的路程。 根据现代物理学，所有电磁波，包括可见光，在真空中的速度是常数，即是光速。强相互作用、电磁作用、弱相互作用传播的速度都是光速，根据广义相对论，万有引力传播的速度也是光速，且已于2003年得以证实。根据电磁学的定律，发放电磁波的物件的速度不会影响电磁波的速度。结合相对性原则，观察者的参考坐标和发放光波的物件的速度不会影响被测量的光速，但会影响波长而产生红移、蓝移。这是狭义相对论的基础。相对论探讨的是光速而不是光，就算光被稍微减慢，也不会影响狭义相对论。 一、光速测定的天文学方法光速的测定 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175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] 2．布莱德雷的光行差法 观察恒星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．[3] 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1267次时，光将首次被挡住而消失，空隙与轮齿交替所需时间为1/1267s 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（m/s)≈315×108(km/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年贝格斯格兰又用克尔盒法测得c=2997931±03km/s． 3．旋转镜法科学家傅科对光速的测量 旋转镜法的主要特点是能对信号的传播时间作精确测量．1851年傅科成功地运用此法测定了光速．旋转镜法的原理早在1834年1838年就已为惠更斯和阿拉果提出过，它主要用一个高速均匀转动的镜面来代替齿轮装置．由于光源较强，而且聚焦得较好．因此能极其精密地测量很短的时间间隔．实验装置如图所示．从光源s所发出的光通过半镀银的镜面M1后，经过透镜L射在绕O轴旋转的平面反射镜M2上O轴与图面垂直．光从M2反射而会聚到凹面反射镜M3上，M3的曲率中心恰在O轴上，所以光线由M3对称地反射，并在s′点产生光源的像．当M2的转速足够快时，像S′的位置将改变到s〃，相对于可视M2为不转时的位置移动了△s的距离可以推导出光速值。式中w为M2转动的角速度．l0为M2到M3的间距，l为透镜L到光源S的间距，△s为s的像移动的距离．因此直接测量w、l、l0、△s，便可求得光速。 在傅科的实验中：L=4米，L0=20米，△s=00007米，W=800×2π弧度/秒，他求得光速值c=298000±500km/s． 另外，傅科还利用这个实验的基本原理，首次测出了光在介质（水）中的速度v＜c，这是对波动说的有力证据．[4] 3．旋转棱镜法 迈克尔逊干涉仪美国的迈克尔逊把齿轮法和旋转镜法结合起来，创造了旋转棱镜法装置．因为齿轮法之所以不够准确，是由于不仅当齿的中央将光遮断时变暗，而且当齿的边缘遮断光时也是如此．因此不能精确地测定象消失的瞬时．旋转镜法也不够精确，因为在该法中象的位移△s太小，只有07毫米，不易测准．迈克耳逊的旋转镜法克服了这些缺点．他用一个正八面钢质棱镜代替了旋转镜法中的旋转平面镜，从而光路大大的增长，并利用精确地测定棱镜的转动速度代替测齿轮法中的齿轮转速测出光走完整个路程所需的时间，从而减少了测量误差．从1879年至1926年，迈克耳逊曾前后从事光速的测量工作近五十年，在这方面付出了极大的劳动．1926年他的最后一个光速测定值为 c=299796km/s 这是当时最精确的测定值，很快成为当时光速的公认值．[5] 三、光速测定的实验室方法（高中课本有） 光速测定的天文学方法和大地测量方法，都是采用测定光信号的传播距离和传播时间来确定光速的．这就要求要尽可能地增加光程，改进时间测量的准确性．这在实验室里一般是受时空限制的，而只能在大地野外进行，如斐索的旋轮齿轮法当时是在巴黎的苏冷与达蒙玛特勒相距8633米的两地进行的．傅科的旋转镜法当时也是在野外，迈克耳逊当时是在相距35373．21米的两个山峰上完成的．现代科学技术的发展，使人们可以使用更小更精确地实验仪器在实验室中进行光速的测量． 1．微波谐振腔法 1950年埃森最先采用测定微波波长和频率的方法来确定光速．在他的实验中，将微波输入到圆柱形的谐振腔中，当微波波长和谐振腔的几何尺寸匹配时，谐振腔的圆周长πD和波长之比有如下的关系：πD=2404825λ，因此可以通过谐振腔直径的测定来确定波长，而直径则用干涉法测量；频率用逐级差频法测定．测量精度达10-7．在埃森的实验中，所用微波的波长为10厘米，所得光速的结果为2997925±1km/s． 2．激光测速法（大学课本） 1970年美国国家标准局和美国国立物理实验室最先运用激光测定光速．这个方法的原理是同时测定激光的波长和频率来确定光速（c=νλ）．由于激光的频率和波长的测量精确度已大大提高，所以用激光测速法的测量精度可达10-9，比以前已有最精密的实验方法提高精度约100倍． 除了以上介绍的几种测量光速的方法外，还有许多十分精确的测定光速的方法． 根据1975年第十五届国际计量大会的决议，现代真空中光速的最可靠值是： c=299792458±0001km/s 接近光速时的速度合成 接近光速情况下，笛卡尔坐标系不再适用。同样测量光线离开自己的速度，一个快速追光的人与一个静止的人会测得相同的速度（光速）。这与日常生活中对速度的概念有异。两车以50km/h的速度迎面飞驰，司机会感觉对方的车以50 + 50 = 100km/h行驶，即与自己静止而对方以100km/h迎面驶来的情况无异。但当速度接近光速时，实验证明简单加法计算速度不再奏效。当两飞船以90%光速的速度（对第三者来说）迎面飞行时，船上的人不会感觉对方的飞船以90%c+90%c=180%c光速速度迎面飞来，而只是以稍低于995%的光速速度行驶。结果可从爱因斯坦计算速度的算式得出： v和w是对第三者来说飞船的速度，u是感受的速度，c是光速。 不同介质中的光速

布莱德雷采用恒星的光行差法，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。

其中一个就是旋转齿轮法，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

大家都知道，光的速度可以达到约310的8次方米每秒，这个数值的概念相当于光可以1秒绕75圈赤道。如此快的速度会让大家感到惊讶，但是不知道有没有人想过，如此快的速度，在早期科学技术并不发达的时代，科学家是怎样测出光速的呢？

历史上，人们对每一次对光的认识都是物理学上的飞跃。在最早的时候，有很多科学家认为光的速度是无限大的。后来一个叫罗默的丹麦天文学家发现光的传播速度是有限的。那么他是如何发现的呢？原来罗默在观察木星上的“日全食”或“月全食”时发现，每次观察到木星的一号卫星刚消失到出现时的时间间隔不一样。对此他的解释是：因为木卫一刚消失时传播到地球上需要一点时间，而在木卫消失的这段时间，地球的自转导致地球离木星更近，之后木卫一再出来时由于距离更近的缘故，光线传播到地球上的时间更短，晚发现失踪，早发现出现，导致了每次木卫一消失的时间不同。而且经过他的粗略计算，光的速度大约是22510的8次方米每秒，当然这个数据有很大误差，但至少人们知道了光速是有限的。

后来有很多人用了各种实验方法测光速。直到1849年，法国物理学家阿曼德斐索想出了一个绝妙的方法测光速，也就是旋转齿轮法。他将光源通过齿轮的齿缝折射出去，而自己则在半透镜后观察。当齿轮开始转动并达到一定速度后，光从齿缝进入，而在通过反射镜返回时，原来的齿缝刚好转走，光线会照射在齿轮上，此时就观察不到光线。而当齿轮继续加速，反射的光线可以恰好通过下一个齿缝并被观察到。这样只需要知道齿轮的转速，齿数以及观察者到反射镜的距离，就能计算出光速了。最终他算出光速为31510的8次方米每秒，这个很接近实际数值。

之后，迈克尔孙设计了八面镜实验测出光速为310的8次方米每秒，这个就更接近实际数值了。但是他想光在真空可以传播，它的传播速度是相对于哪个参考系呢？他把这个参考系命名为以太参考系，又设计很多实验想找出以太，最终失败。而以太寻找的失败又导致了相对论的诞生。所以光的每一次认识都是物理学的飞跃。

“光传播需不需要时间”，这一直是物理学家颇感兴趣的问题。最早尝试测定光速的人是伽利略。他提出了一种类似测声速的方法来测光速。由两个试验者各提一盏信号灯，同时开始计时：而第二个人在看到第一个人发来的光信号时也立即开自己的灯，当第一个人看到第二个人发回的光信号时立即停止计时，若测出光信号往返所经过的时间，再除两地的距离，就得到光速了。在一个漆黑的夜晚，伽利略与他的助手来到佛罗伦萨郊外，在相距数公里的两个山头上做实验，结果却失败了。

伽利略测量光速的方法，从原理上讲是正确的。但实际测试却未获成功。为什么呢？其原因是光传播的速度太快了，光信号在这样两个山头之间传播一个来回的时间不到万分之一秒，靠当时简陋的计时仪器根本无法测出，即使如此，也并非一无所获，至少使人们认识到，光速实在太快，要测光速必须是在极短的时间间隔中。

第一个成功地进行光速测量的是凡麦天文学家罗默。他在观察木星时发现，每隔一定周期会出现一次卫星蚀，而卫星蚀的时间间隔却有长有短。所谓卫星蚀就像月亮有月蚀一样，就是木星的卫星绕木星公转时，当木星牌卫星和太阳中间时，也会发生木星的卫星蚀，木卫星绕木星公转一周要消失在木星的影内一次，二次消失所经历的时间卫星公周期，罗默发现，木星卫星公转周期不是恒定不变的，当地球背离木星运行时，周期略长；反之，地球接近木星运行时周期略短。地球并不能影响木星卫星的运动，从地球上观察木星卫星公转周期之所以有变化，是因为当地球背离木星运行时，从木星卫星发出的光要多走一段，即如图中的S，这段附加路程需要附加时间，因此光不是瞬时传播的，而需要时间。罗默对木星卫星蚀周期进行了长期观察，求得光速为21510 8米/秒，即每秒215万公里（千米）。虽然这个数值并不精确，但能得出光速有限的结论仍不愧是一重大的贡献。

后来，不仅有天文法测光速，还出现了在地球上测量光速，测量的精度逐步提高。直到现在，不少科学发达的国家都集中了一批优秀的科学家致力于提高光速测量的精度。

另附加“声速的测量”

[光速附加信息]

小知识---狭义相对论之光速恒定

狭义相对论是爱因斯坦在1905年提出的，它有两个理论基础

1：光速恒定2：所有物理定律在所有体系中都成立

光速恒定：

我们知道相对速度，比如一辆时速60的汽车A在马路上行驶，你站在路边时，测得的它的时速就是60，如果你在一辆时速20（与A同向）的汽车B上，则测得A的时速为40这就是简单的相对性。

然而”光速恒定“是说，光不符和这种相对性。比如一束光从你身边经过，你测得的光速是30000000米每秒，还有一个人坐在飞船上测这束光，飞船速度为1/4光速，飞船方向与光相同。按照简单的相对性，飞船上的人测得的光的速度为3/4光速，而事实上结果是，他测得的光速仍是300000000米每秒。

不知我说明白没有，也就是说，不论你速度如何，你测得的光的速度都是不变的。

由上面两个基础，爱因斯坦提出了他著名的狭义相对论，并有著名的公式E=MCC

光速的测量

光速是有限还是无限，到17世纪还有争议，笛卡尔认为是无限的，伽利略认为是有限的。17世纪初，伽利略用测量声速的方法来测量光速，他让两个人各提一盏有遮光板的灯，并分别站在相距约1．6千米的地方，令第一个人先打开他的灯，同时开始计时；第二个人见到第一个人的灯亮时，立刻打开自己的灯；当第一个人看见第二个人的灯亮时，停止计时，这样测出光从第一个人到第二个人再返回所用的时间，再测出两地的距离，就可以计算出光的速度。从原理上讲，伽利略的方法是对的，但是实验失败了。这是因为光速很大，1／7秒能绕地球一周多，靠当时的条件在地球上用通常测声速的方法测光速是难以实现的。于是，人们把测光速的场地移到太空。在伽利略去世后约30年，丹麦王文学家罗默在观察木星的卫星食中，于1676年指出光速是有限的。

木星是一个周期为12年的太阳行星，它有11个卫星——木星的月亮，其中4个最亮的可用合适的望远镜看到，它们绕木星旋转的轨道平面几乎重合于地球和木星绕太阳旋转的轨道面。因而木星的卫星每绕木星一周将在进入木星影处发生一次蚀。最接近于木星的卫星，其周期是42小时28分16秒（约为7／4天），它走过自己直径那样的距离约需3．5分钟，因而用望远镜可以观察到它刚发生蚀的瞬间，在这个系统里，木星的卫星蚀，一方面作为一个信号供地球上人来观察，同时，此卫星蚀的周期过程又是一个准确的时钟，如果地球相对于木星的距离不变，或者光速为无限大（信号由木星那里传到地球不需要时间），则每隔42小时28分16秒自然就看到该卫星的蚀一次。但是，众所周知，光速不是无限大，并且地球每时都在改变着它与木星的距离，所以在地球上看到的木星的卫星相邻蚀之间的时间间隔是变化的。显然这个变化与地球相对于木星的距离的变化和光速的大小有关。

罗默经过长期细心的观察，他发现：在图4－4中，若地球在E1和木星在J1看到一次木星卫星蚀，再用平均周期推算此后任一次蚀的时间，则后一次蚀一般地并不刚好发生在所推算的时间。例如当地球在经过E1之后约三个月行至E2处，实际看到蚀的时间较推算出的时间延迟了约10分钟。这是因为当地球在作自E1向E2而达E3的运动时，地球与木星的距离在逐渐增大，自木星来的任一信号都必须比前一信号多走一些距离才到达地球。经过由E1到E2的三个月，所有相邻蚀的时间延迟的总和约为10分钟。当地球继续由E2经过E4而向E5运动时，地球与木星的距离在逐渐减小，自木星来的任一信号都比前一信号少走一些距离。罗默从他的测量得出，光走过与地球轨道半径等长的距离所需的时间约为11分钟。在罗默的时代只知道地球轨道半径的近似值，当取此半径为149．7×106千米时，算得光速c＝215000千米／秒。

在地球上较短的距离内用实验的方法测出光速是19世纪中叶的事了。1849年德国物理学家菲索用“齿轮法”测出光速。如图4－5所示，从光源S发出的光，射到半镀银的平面镜A上，经A反射后，从齿轮N的齿间空隙射到反射镜M上，然后再反射回来，通过半镀银镜射入观察者眼中。如果使齿轮转动，那么在光从齿间到达M再反射回齿间的时间Δt内，齿轮将转过一个角度。如果这时齿a和a′间的空隙恰好被a所占据，则反射回来的光被遮断，因而观察者将看不到光。但如果这时齿轮恰好转到下一个齿间空隙，由M反射回来的光从齿间空隙通过，观察者就能重新看到光。齿轮的齿数已知，测出齿轮的转速，可算出齿轮转过一个齿的时间Δt，再测出M、N间的距离，就可以算出光速。菲索当时测得空气中的光速：c＝315300千米／秒。1851年，法国物理学家傅科用旋转镜法测得空气中的光速：c＝298×108米／秒。傅科还第一次测出了光在水中的传播速度为2．23×108米／秒，相当空气中光速的四分之三。

1924—1927年，美国科学家迈克尔孙综合菲索和傅科测光速方法的优点，用旋转棱镜法，在美国海拔5500米、相距35千米的威尔孙山和圣安东尼奥山进行实验，精确地测得光速：c＝299796±4千米／秒。非常接近1975年第15届国际计量大会决议采用的光速值c＝299792．458±0．001千米／秒。他就在这次测量过程中中风，于1931年去世。

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＝299 792 458米／秒。在通常应用多取c=3×10^8米／秒。

光速测量仪

LM2000A1 光速测量仪（原LM2000A的增强型）(相位法) • 对激光光束直接进行100MHz的高频调制，移动反光镜通过测量近程光与远程光的相位差求得调制光的波长，依据C=f·λ计算出光的传播速度，即“相位法”。

•选用示波器来测量相位值。并采用降频测相电路，测相频率为455KHz，大大降低了对示波器的要求。

LM2000B 光速测量仪(振荡法) • 把光程作为“光-电振荡”环路中的一个参量，用频率计测量近程光与远程光的频率差，并转换成时间差，依据C=△D/△T求得光速值。

LM2000C 光速测量仪(光拍法)

采用高频声光器件，利用声光频移效应产生150MHz的拍频波，移动反光镜，用示波器测量近程光与远程光的相位差求得拍频波的波长，进而测得光的传播速度，即“光拍法”。

声速的测量

二十世纪以来，声学测量技术发展很快。目前声学仪器有较大发展，并具有高保真度，很宽的频率范围和动态范围，小的非线性畸变和良好的瞬态响应等。

过去，测量声波和振动的仪表都是模拟式电子仪表，测量的速度和准确度受到一定的限制。六十年代初。出现了数字式仪表，直接采用数字显示，提高了测量时读数的准确度。由于计算技术和高质量、低功耗的大规模集成电路的发展，人们已能用由微处理机控制的自动测量代替逐点测量，使许多需要事后计算的声学测量和分析工作可以用微计算机实时运算。

以微处理机为中心的测量仪器，不但实现了小型化、多功能，而且由于采用了快速博里叶换算法，从而实现了实时分析。同时也出现了一些新的声学测量和分析方法，例如实时频谱分析，声强测量，声源鉴别，瞬态信号分析，相关分析等。

今后声学测量的任务是采用新的测量技术，提出新的测量方法，使用自动化数字式仪器，以提高测量的准确度和速度。

回顾历史，可以看到，在发展经典声学的过程中，许多研究工作是直接用人耳来听声音的。直到本世纪，发展了无线电电子学，才使声波的测量采用了电声换能器和电子测量仪器。 高性能的测量传声器、频谱分析仪和声级记录器实现了声信号的声压级测量，频谱分析和声信号特性的自动记录；从而可以测量各种不同频率、不同强度和波形的声波，扩展了声学的研究范围，促进了近代声学的发展。可以期望，计算技术和大规模集成电路的发展，微计算机和微处理机在声学工作中的应用，必将促使近代声学进一步发展。

传统方法

方法1：一个声音产生后，并不会立刻传到你的耳朵，通常要经过一段时间。除非你自己有这种经验，否则这是很难理解的。例如：如果你参加一个运动会，坐在离鸣枪的人有一段距离的地方，你会先看到枪冒烟，后听到枪声。这是因为光行进的速度非常快(约1秒钟300000公里)，而声音的速度就慢得多(约1秒种340米)。所以你会立刻看到枪冒烟，但声音要过一会儿之后才会听到。�

于是早期测量声音的速度是利用枪来做实验。帮忙的人要拿着枪在一个量好的距离外，另一个人就拿着马表站在原点。在看到信号之后，帮忙的人就对空鸣枪。在原点的人一看到枪的火花和烟时，就把马表按下来；而当他听到枪声时，就再按一次马表让马表停下来。看到火花和听到枪声之间的时间，就是声音行经这一段量好距离所需的时间。就能算出声音的速度。根据这一原理你不妨在今后的校运动会的时候试验一下（利用百米赛跑就可以了）

为了测量声音的速度你需要一个马表和一个皮尺。量一个500公尺的距离，要尽可能量得准确一点。你和你的同学分别站在两端；你的同学两手各拿一块大石头（或者锣、鼓、或者干脆拍手--拍手的声音太低如果对方听不到就不好办了），你则拿一个马表。当你大叫“开始”时，你的同学要把石头举到头顶，尽量大声敲击。�当你一看到石头撞在一起，就按下马表。等到你听到石头撞击的音，就再按一下马表让马表停下来。时间方面要记录到十分之一秒。如果能多做几次实验，算出时间的平均值是最好的。�你只要用计算机把你和你同学的距离除以时间，就可以算出声音的速度了。

方法二

测量声音的速度还有一种利用回音来测量的的方法：（

所谓回声，就是声音在传播的过程中碰到高大的障碍物被反射了回来，不是在电视里（当然是夸张）有时看到一个人面对大山大喊一声，可以听到三个、四个甚至五个回声吗？

哪么我们就可以根据这样的原理，站在离高墙较远的地方(事先测出你到高墙的距离）大声地喊一下，在你喊的同时按下秒表，当你听到自己的回声再按一下秒表，这样一来，你的喊声从你那儿到高墙打了一个来回，你只要把上面说的你跟高墙的距离除以测得的时间的一半，这声音的速度也就出来了（这里要注意的是因为人能分辨出自己的回声的时间间隔要超过01秒，声音有传播速度是340米每秒，所以你与墙的距离，至少不得少于17米才行,而且中间还不能有障碍物）。

利用回声测声音速度比较高级和精确的做法是：

利用超声波遇到物体发生反射，超声波发生器通过电缆线连与超声接受器连为一体，接受器能将接收到的超声波信号进行处理并在电脑屏慕上显示其波形，超声波发生器每隔固定时间发射一短促的超声波信号，而接收到的由于障碍物反射回的超声波信号经仪器处理后也可在电脑屏上显示出来（两个波的形状一大一小便于区分），每个反射波与相应的发射波之间的滞后的时间可经电脑的处理输出，即能直接从电脑上读出一个超声波发射后遇到障碍物返回来的时间间隔，只要你事先测出超声波发生器到障碍物之间的距离S，并将S除以往返时间的一半就是声音在空气里的传播速度了。（超声波在空气中的传播速度跟一般人能听得到的声波速度是相等的）。

测量声速最简单、最有效的方法之一是利用声速v 、振动频率f和波长λ之间的基本关系，即实验时用结构相同的一对（发射器和接收器）超声压电陶瓷换能器，来作声压与电压之间的转换。利用示波器观察超声波的振幅和相位，用振幅法和相位法测定波长，由示波器直接读出频率f。

(一)谐振频率

超声压电陶瓷换能器是实验的关键部件，每对超声压电陶瓷换能器都有其固有的谐振频率，当换能器系统的工作频率处于谐振状态时，发射器发出的超声波功率最大，是最佳工作状态。

(二)振幅法

由发射器发出的声波近似于平面波。经接收器反射后，波将在压电陶瓷换能器的两端面间来回反射并且叠加。当两个换能器之间的距离等于半波长的整数倍时发生共振，产生共振驻波现象，波幅达到极大。由纵波的性质可以证明，振动位移处于波节时，则声压是处于波腹。接收器端面近似为一波节，接收到的声压最大，经接收器转换成的电信号也最强。声压变化和接收器位置的关系可从实验中测出，当接收器端面移动到某个共振位置时，示波器上会出现最强的电信号，如果继续移动接收器，将再次出现最强的电信号，两次共振位置之间的距离即为1/2λ 。

(三)相位法

波是振动状态的传播，也可以说是相位的传播。沿传播方向上的任何两点，其振动状态相同，或者说其相位差为2π的整数倍时两点间的距离应等于波长λ的整数倍，利用这个公式可测量波长。由于发射器发出的是近似于平面波的超声波，当接收器端面垂直于波的传播方向时，其端面上各点都具有相同的相位。沿传播方向移动接收器时，总可以找到一个位置使得接收到的信号与发射的信号同相。移过的这段距离必然等于超声波的波长λ 。为了判断相位差并且测定波长，可以利用双踪示波器直接比较发射的信号和接收的信号，同时沿传播方向移动接收器寻找同相点。也可以利用利萨如图形寻找同相时椭圆退化为斜直线的点

光是万物之源。光合作用造就了地球上的生命，而光和火则推进了人类文明的进程。千百年来，无数人前仆后继，希望能从科学的角度上解读光。其中，对光速的测定在科学史上具有非常特殊而重要的意义，它打破了光速无限的传统观念，让人们得以窥探到光的本质，推进了物理学的发展。

光伴随人类发展（wordpress）

伽利略的两个灯笼

一直到17世纪，对于光是否拥有速度这一问题，科学界都还没有定论。早在公元前4世纪，就有人提出，光是一种运动，必须花费一些时间来行进，因此，光是具有速度的。这个说法被很多鼎鼎有名的人包括亚里士多德、开普勒、笛卡尔所反对，他们认为，光的传播是瞬间完成的，不需要时间。

在科学界，打嘴仗是没有用的，只有实验才能终结争论。早在1638年之前，爱挑战权威的伽利略就进行了史上第一个测定光速的实验。他的实验计划非常简单：找来两个人和两盏灯笼，让他们分别站在两座相距一英里的山顶上。第一个人举起灯笼时便开始计时，第二个人看到第一个人的灯笼便也立即举起自己的灯笼，当第一个人看到第二个人的灯笼时便停止计时，这样一来二去就可以得到光行进两英里所需要的时间，从而求出光的速度。

灯笼实验的示意图（hamamatsu）

稍微一想便知道，这个实验的误差太大，绝对不可能成功。伽利略也承认，自己的实验没办法给出确切的光速，他只知道，光的速度一定非常快。他没有猜错：如今我们已经可以计算出，光行走两英里所需要的时间大约是11微妙，这是不可能被人所察觉的。

虽然这个灯笼实验质朴得有点好笑，但是这个尝试却为光速的测定开了先河。作为科学界的红人，伽利略也引领时尚，为这个物理问题带来了不少关注。

伽利略（wikipedia）

太阳系是他的沙盘

在巴黎天文台就职的丹麦天文学家奥勒·罗默（Ole Rmer）是世界上第一个通过实验测量给出光速具体数值的人。他进行推算的沙盘，大到让人感到不可思议：罗默是靠木星及其卫星的移动、与太阳及地球的位置关系估算出光速的。

罗默（sciencefigure）

奇妙的是，追溯起来，罗默的推算，还要感谢伽利略。

为了纪念伽利略，NASA的木星探测器“朱诺号”带上了意大利提供的伽利略铝质纪念牌，上面镌刻有伽利略自画像和他于1610年发现木星卫星的亲笔记录（wikipedia）

1610年，伽利略通过望远镜发现木星周围的四个天体，并观测到它们会忽然消失，据此，他推断这四个天体是木星的卫星，在围绕木星旋转的某些时刻，它们会藏到木星的背后。这是伽利略推翻“日心说”的有力证据，这个现象也被称为“行星掩星”，而其中最靠近木星的卫星一号（木卫一）的此种现象，被称为“木卫一蚀”。

“木卫一蚀”就是罗默计算光速的关键。当木卫一绕到木星背后的时候，它会在望远镜的视野中忽然消失，这叫做“消踪”，当木卫一蚀结束时，木卫一会忽然出现，这叫做“现踪”。当时的人们已经计算出了木卫一的公转周期，它每隔425小时就绕木星一周，每次都会出现一次木卫一蚀。

罗默绘制的示意图，其中A为太阳，B为木星，小圆是木卫一的轨道。当木卫一位于CD阴影之间时，发生木卫一蚀（wikipedia）

罗默认为，虽然木卫一蚀的周期恒定，但由于地球与木星距离的改变，观测到木卫一蚀的时间也会有所改变。简单地说，当地球在公转轨道上靠近木星的位置上时，会更早地看见木卫一现踪，而当地球移动到离木星较远的位置上时，光行进到地球所需的时间就会变长，那么木卫一现踪的时间就会推迟。这个时间差足够大，比起伽利略的灯笼实验，可观测性要大多了。

大圆是地球的公转轨道。当地球所处位置不同（如于L、K点）时，观察到的木卫一现踪时间不同（wikipedia）

罗默花了十几年时间来观测木卫一蚀，他只凭借着望远镜、手表，记录一年之中不同日子里木卫一蚀的时间差，再计算这些时刻地球位置的改变，便得到了非凡的结果：他预言，1676年11月9日上午5点25分45秒发生的木卫一现踪将推迟10分钟。巴黎天文台的其他同事怀着将信将疑的态度，观测并验证了他的预言。罗默还推算出光速大约为220000千米/秒。

太阳系示意图，红色为木星公转轨迹，蓝色为地球公转轨迹（动图）（wikipedia）

这个数值和今天我们知道的光速（约299792千米/秒）相差甚远，但已经是一个非常了不起的结果。要知道，当时人们连太阳离地球有多远都不知道。而且，罗默光速的误差，更多的要归咎于当时计算水平的不足，他的方法是非常准确的。现代的科学家按照罗默的方法进行计算校正后，可以得到非常接近现代光速的数值298000千米/秒。

8公里外的反光镜

罗默过后的科学界一片沉寂，花了差不多两百年，才出现了愿意投身测量光速的新人。1849年，法国物理学家阿曼达·斐索（Armand Fizeau）首次在地球上测量出了光的速度。

阿曼达·斐索（wikipedia）

他使用了光源、旋转的遮板和一个固定在大约8公里开外的反光镜，方法原理与伽利略的大致相同，并不难理解。当光源发出的光线由转动遮板的齿轮空隙射至远方的反光镜被折返回来时，只有在适当的转速下才能再次穿过遮板的齿轮空隙从而被观测到。

斐索测量光速的示意图（wikipedia）

斐索使用了一个拥有720个齿轮的遮板，旋转的速度为1267转/时，通过这种方法，斐索算得光速是315000千米/米，之所以和目前的光速有着一定差距，是因为遮板齿轮拥有一定的宽度，因此限制了测算的精确度。

1862年，法国物理学家莱昂·傅科（Léon Foucault）在斐索的实验基础上进行改良，将旋转的遮板换成了旋转的平面镜，光在远方折返回来后打在旋转镜上，只要知道平面镜的旋转速度、光束最后被平面镜反射出去的角度，就可以计算出光的速度。经过多次测算，傅科的光速刷新了历史，精确到了298000千米/秒，离如今的约299792千米/秒已经非常接近。

傅科实验的示意图（物理网）

用光重新定义米

我们刚刚介绍到的测量方法，都是基于“距离-时间-速度”的公式计算的。想要提高精确度，唯一的方法就是拉长测算的距离。1926年，一个叫麦尔克逊的美国人将反射镜间的距离提高到了35公里，测得光速为299796千米/秒。这是当时最精确的数值，但很快人们就发现，想要计算最精确的数字，靠原始的光学法是行不通的。

从20世纪初开始，科学家们开始试着用电子学的方法测量光速。这也标志着，光速的测定从遥远的天上、田野里转移回了实验室中，科学家们埋头在微小的电路板间、精巧的光电器械中苦修。1972年，美国国家标准技术研究所的科学家们利用激光干涉法测量光速，得到了299792456±11米/秒的数值。

激光干涉法是什么意思呢？简单地说，一束频率已知的激光被分开成两半，行走不同的路径，之后再被汇合起来。科学家们在观察干涉图样的同时调整路径的长度，就可以计算出精确的波长、从而计算光速。

一束左侧射入的紫光被分开成红蓝二光，之后将它们汇合。调整路径的长度将形成不同的汇合图样（wikipedia）

这个数值有多么精确呢？事实上，它唯一的不确定性主要来自于“米”定义的不确定性。也就是说，错的不是光速，而是米。为了解决这个问题，1983年，在第17届国际度量衡大会上，人们重新定义了“米”，从那以后，1米就是光在真空环境下1/299792458秒内通过的长度。这个决定彻底解决了光速测量的问题，给这段长达300 年的物理学史画上了圆满的句号。

用光来定义米（fringetruth）

光速测量年表

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