光速（英文名：speed of light），是一個物理常數，指光或電磁波在真空或者介質中的傳播速度。物理上一般記作c，精確值為299792458 m/s(常取3.00×108m/s)。光速的數值可以從麥克斯韋方程組中推出來。目前真空中的光速是自然界物體運動的最大速度。真空中光速也稱為自由空間中光速。光速是宇宙中所有的物質運動、信息傳播的速度上限，也是無質量粒子及及對應的場波動在真空中運行的速度。
1905年，阿爾伯特·愛因斯坦在創立狹義相對論的第一篇論文《論運動物體的電動力學》中提出了光速不變公設：“光在空虛空間里總是以確定的速度v傳播著，這速度同發射體的運動無關”。根據狹義相對論，光速是宇宙中所有的物質運動、信息和能量傳播的速度上限，在不同的慣性參考系中光速不變。狹義相對論還提出了著名的質能方程E=mc2，說明了質量與能量的等價性。
光在不同介質中的速度不同，由于光是電磁波，因此光速也就依賴于介質的介電常數和磁導率。在各向同性的靜止介質中，光速是一個小于真空光速c的定值。日常生活中可以根據光在不同介質中的折射率來簡單計算不同介質中的光傳播速度。
研究歷史
早期歷史
恩培多克勒（前490－前430年）是歷史記載中第一個宣稱光速有限的人。他相信光是一種運動的東西，所以運行需要時間。亞里士多德卻認為：“光是因某物存在所致，但它不是一種運動”。亞里士多德堅信光不會移動，只存在出現與否的差異，這一觀點得到當時許多人的支持。歐幾里得和克羅狄斯·托勒密繼續發展了恩培多克勒的“發射理論”，即視覺是眼睛發射光線所產生的。根據這一理論，亞歷山大港的希羅推論光速一定是無限的，因為睜開眼睛的那一剎那就可以看到遙遠的物體。
早期伊斯蘭哲學思想和亞里士多德理論一樣相信光速無限，認為光的傳播必然是瞬時的，否則當我們睜開眼睛時，又如何能瞬間看到遠方的星體。伊斯蘭學者阿爾哈曾（海什木）著有《光學之書》（Book of Optics）。他認為光是從相反方向傳播而來，是從被觀察物體傳播到觀測者眼中的。1021年，阿爾哈曾的著作《光學之書》闡述了一連串推翻發射理論、支持“進入理論”的論據，也就是主張來自物體的光線進入眼睛，產生視覺。海什木因此提出光必定以有限的速度傳播，而且光速是可變的──它在密度高的物質內的速度較慢。他又推論，光是一種物質，傳遞是需要時間的，盡管我們在感官上無法觀察得到。同樣在11世紀的阿布·拉伊汗·穆罕默德·本·艾哈邁德·比魯尼也認為光速有限，而且觀察到光速比音速快得多。
13世紀的英國科學家羅杰·培根在海什木和亞里士多德著作的基礎上論述，光在空氣中的速度不是無限的。1270年代，波蘭科學家威特羅（Witelo）認為，光有可能在真空中以無限的速度傳遞，要在具有密度的物體中才會降速。
17世紀初，德國科學家約翰尼斯·開普勒相信光速是無限的，因為一無所有的空間里沒有任何阻礙光線前進的東西。勒內·笛卡爾則論述，如果光速是有限的，太陽、地球和月球在月全食之時就會有明顯的錯位。由于人們從沒有觀察到這樣的錯位現象，所以光速是無限的。他甚至認為，如果發現光速是有限的話，他的整套哲學系統可能會因此崩潰。盡管光速是無限的，笛卡兒在對斯涅爾定律的推導當中仍然假設，材料密度較高，其中的光速就越高。皮耶·德·費瑪則支持光速有限的說法，并且在推導斯涅爾定律時用到與笛卡兒相反的假設：介質密度越高，光線的速度就越低。
早期的測定
1607年，36歲的伽利略·伽利萊進行了世界上第一個測量光速的實驗。他提出通過計量光信號傳播時間來計算光速的方法：一人帶著時鐘和提燈站在一座山丘上，另一人也拿著提燈站在鄰近且距離已知的另一山丘上。第一人打開燈時開始計時，第二人看到光后，打開自己的燈，第一人看到第二人的燈光時，停止計時。為了使光傳播距離較遠，測定誤差較小，他讓兩個人分別站在兩座山上。由于伽利略測量光速所用的距離過短，不足以精確測量出光線傳播時長，所以實驗以失敗告終。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，那么情況有所改善，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后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采用，但在信號接收上和時間測量上，要采用可靠的方法。法國數學家勒內·笛卡爾對此實驗做了進一步改良，他認為：若光線從太陽或月球傳播到地球需要時間，那月全食等現象真實發生的時刻就會和人類的預測存在差別。但經過多次觀測，仍未發現任何時滯。事實上，伽利略·伽利萊和笛卡爾的思路是正確的，但由于光線傳播速度極快，穿過月地距離和日地距離的時間十分短暫，當時的實驗器材不足以觀測出來。
1676年，丹麥天文學家奧勒·羅默（OIaus Roemer）第一次提出了有效的光速測量方法并成功運用“木星衛星法”計算出了光速。他在巴黎對木星的一個衛星木衛一的掩星研究觀測發現：它的掩星發生時間與預期時間不符。地球靠近木星時，掩星早11分鐘；地球距木星較遠時，掩星晚11分鐘。并且在地球處于太陽和木星之間時的周期與太陽處于地球和木星之間時的周期相差十四、五天。他認為這種現象是由于光具有速度造成的，他還推斷出光跨越地球軌道所需時間為22分鐘。1676年9月，羅默預言預計11月9日上午5點25分45秒發生的木衛食將推遲10分鐘。觀測最終證實了羅默的預言。結合木星距離，羅默估算出光速約為2.1×108m/s，并于1676年將其成果發布在《學者雜志》（Journaldes Scavans）上。這一結果在當時只有牛頓等幾個杰出的學者認同，并得到了科學家惠更斯的贊同，惠更斯根據他觀測出的數據與地球半徑計算出了光速：2.14×108m/s；這個光速值盡管離光速的準確值相差甚遠，但它卻是測定光速歷史上的第一個記錄，后來人們用照相方法測量木星衛星蝕的時間，并在地球軌道半徑測量準確度提高后，用羅默法求得的光速為299840±60km/s。1704年，艾薩克·牛頓（Isaac Newton）在報告中匯報了自己根據羅默的數據對光速的估算：太陽光到地球所需時間大約七到八分鐘。牛頓聽說羅默觀測到的日食陰影不是彩色的，他得出結論：不同顏色的光傳播速度相同。
1729年，詹姆斯·布拉德雷發現恒星光行差的現象。他以此算出，光速比地球公轉速度快10,210倍（實際數值為10,066倍），相等于光從太陽到達地球需時8分鐘12秒。布拉德雷測定值證明了羅默的光速有限性的說法。
光的傳播介質-以太的猜想
20世紀以前的物理學家曾以為空間充斥著一種稱為“以太”的介質，電磁波就在其中傳播。一些物理學家把以太視為“絕對靜止”的參考系，所以理論上可以通過記錄光速的變化來測量地球相對于以太的運動。從1880年代起曾進行了不少旨在探測這種運動的實驗，其中最廣為人知的要數1887年的邁克耳孫－莫雷實驗了。結果顯示，相對以太的運動總是比觀測不確定性小。更近期的實驗指出，雙向光速的各向異性（即隨觀測方向而變化）不大于6納米每秒。亨德里克·洛倫茲根據這一點，提出儀器在以太中的運動會導致它的自身長度沿著運動方向的收縮，而且移動系統所測量的時間也會隨之改變（“局部時間”），這就發展出洛倫茲變換。在洛倫茲以太理論的基礎上，亨利·龐加萊于1900年證明，這一局部時間（一階近似）可以由相對以太移動中的時鐘表示，而時鐘是在光速不變的假設下同步化的。1904年，他猜測一旦洛倫茲的理論得到證實，光速就有可能是力學上的速度極限。1905年，龐加萊證明洛倫茲以太理論在觀測上和相對性原理完全相符。
狹義相對論
1905年，阿爾伯特·愛因斯坦設想，非加速觀測者所測得的光速獨立于光源及觀測者自身的運動。以此作為公設，他繼而建立起整套狹義相對論。理論中，真空中的光速c是一個基礎常數，出現的地方也不僅限于光的傳播。物理定律不再需要一個絕對靜止的參考系，因此這一舉動完全淘汰了當時亨德里克·洛倫茲和亨利·龐加萊仍然堅持的以太理論，也大大革新了人們對空間和時間的觀念。
明確固定光速的數值
1983年的第17屆國際計量大會結果發現，通過測量頻率并固定某一特定光速值所得出的波長比此前的長度單位定義更具有可重復性。大會保留了1967年的秒定義，使的超精細頻率成為秒和米兩個單位的定義基礎，決定用光速取代保存在巴黎國際計量局的由90%鉑和10%銥的合金制成的米原器作為定義“米”的標準，且約定的光速數值與當時的米的定義和秒的定義一致。米的定義改為：“1?299792458秒內光在真空中所運行的距離。”在這一定義下，光速的準確值就會固定在299792458 m/s，光速也成了國際單位制所定義的常數之一。在重新定義之前，更準確的測量會使光速值變得更為精確；但在1983年以后，對-86以及其他光源的更準確測量不會再改變現有的光速值，而是會增加米單位的精確度。
度量衡大會在2011年表示，整個國際單位制中的七個基本單位都會通過所謂的“明確常數制定方法”來重新定義：“每一個單位都會以明確固定某個廣泛認可的基礎常數來間接地定義”，也就是米的定義與光速之間的關系。在該提議下，米有了本質完全相同但措辭不同的定義：“米，符號m，是長度的單位；定義為光速在SI單位m s?1下的數值固定為299792458后，所設定的值。”這將成為國際單位制的新修訂內容之一。
介質影響
日常生活中可以根據光在不同介質中的折射率來簡單計算不同介質中的光傳播速度。
計算原理：光的波長，頻率f，與傳播速度的關系為：
在不同的介質中，光速有不同的數值，介質中的光速cmedium與折射率n有關系為：。所以，在小范圍內使得介質折射率急劇變大，可以使得光在該介質中傳播速度驟減，達到光速減慢的效果。
光在玻璃中的速度：2.0×108 m/s
光在酒精中的速度：2.2×108 m/s
光在水中的速度：2.25×108 m/s
光在冰中的速度：2.30×108 m/s
物理上不同介質中光速的計算方法：
令=v/c，=，設v為靜止介質中的光速，u是介質的運動速度，v’是所要求得的運動介質中的光速。
光在不同介質中的速度不同，由于光是電磁波，因此光速也就依賴于介質的介電常數和磁導率。在各向同性的靜止介質中，光速是一個小于真空光速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，然后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。相對論速度疊加公式：
當u,v都遠小于光速c時，式子又簡化成經典線性疊加形式v'≈v+u。
相關理論
光速不變原理
1905年，阿爾伯特·愛因斯坦在創立狹義相對論的第一篇論文《論運動物體的電動力學》中提出了光速不變公設：“光在空虛空間里總是以確定的速度v傳播著，這速度同發射體的運動無關”。愛因斯坦依據邁克爾遜-莫雷實驗，提出光速不變性（ invariance of light speed，ILS）假設，從而在理論上導出洛倫茲變換，建立狹義相對論（special relativity，SR），揭示了時空和物質運動的相對論性。沒有物體的運動速度能夠超過光速。光速是極限，不存在比光速更快的速度。狹義相對論( SR) 賦予光速非常特殊的性質，一是 “光速不變”原理，二是“光速不可超過”原則。
1887 年，因詹姆斯·麥克斯韋的建議，阿爾伯特·邁克爾遜和莫雷開展了一項捕捉以太的實驗。當時的物理理論認為，光的傳播介質是“以太”，由此產生一個問題：地球以每秒30公里的速度繞太陽運動，就必然迎面受到每秒30公里的“以太風”，從而必然對光的傳播產生影響。這個問題出現以后，立即引起人們探討“以太風”存在與否。邁克耳孫－莫雷實驗就是在這個基礎上進行的。他們在實驗中沒能發現以太，卻發現了一個問題：伽利略·伽利萊速度疊加原理失效了。邁克爾遜-莫雷實驗顯示，光速與地球軌道速度疊加，仍然是光速。為了解釋邁克爾遜-莫雷實驗，菲茲杰拉德提出一個假設：運動物體沿運動方向長度收縮，收縮率為(1-v2/c2)。在此之后，洛倫茲補充一個假設：運動物體時間膨脹，膨脹率為1/(1-v2/c2)。于是，洛倫茲變換誕生了。1905年，阿爾伯特·愛因斯坦依據邁克爾遜-莫雷實驗，提出光速不變原理：光似乎沒有速度疊加效應，相對于所有觀測者，光速都是相同的，在以光為觀測媒介的觀測體系中，光速相對于所有觀測者都是相同的或不變的。光速不變原理是由聯立求解麥克斯韋方程組得到的，光速c=1/00。0是介電常數，0為真空磁介常數，并為阿爾伯特·亞伯拉罕·邁克爾遜一莫雷實驗所證實。正是基于光速不變性假設，愛因斯坦成功地建立狹義相對論，揭示了時空和物質運動的相對論性現象（relativistic phenomenon）。ILS假設不僅是阿爾伯特·愛因斯坦SR的基石，也是愛因斯坦廣義相對論（general relativity，GR）的前提之一。一百多年來，愛因斯坦的相對論，包括SR和GR，得到幾乎所有觀測和實驗支持。ILS假設有一直接推論：光速乃宇宙終極速度，是任何其他的物質運動所不可超越的。愛因斯坦將光速不變性假設融入了自己的局域性觀念：物質運動速度是有限的，光速是速度上限；宇宙不存在超距作用。光速不變原理在被提出時只是一個假設，而不是邁克耳孫‐莫雷實驗的結論。
光速不變原理又稱真空光速極限原理，包含三項內容：光速與光源運動與否無關；光速與頻率大小無關；光速與方向（即接受者的速度）無關。現有光學實驗確切驗證了以上內容的前兩項，第三項光速與方向無關這點始終未被證實。利用此原理創立了狹義、廣義相對論及超弦理論。光速極限原理是狹義相對論的預言，已被多個實驗證實，是物理學基本原理之一。
光速可變理論
2015年1月，英國 格拉斯哥 大學的研究團隊經兩年半努力做成功一項實驗，證明光速并非恒定不變，亦即光并不總是以光速傳播，即使在真空條件下也是如此。 研究論文從在預印本網站 arXiv出現到在美國《Science Express》上刊登只經過幾天時間，而且迅即被各國媒體傳播報導。1月22日，D. Giovannini 等的論文發表在《 Science Express》上。同日，英國廣播公司(BBC)公布了對學術帶頭人 M. Padgett 教授的采訪。 1 月 27 日，中國新聞網發表一個簡短報道，標題是“英國科學家成功降低真空中光速,或將顛覆 阿爾伯特·愛因斯坦 理論。”
在天文學中，光行差現象早已證明了光速與方向有關。對3K微波輻射及對射電星系的無線電進行的觀測均發現了在地球運動方向有明顯的各向異性。2002 年3月14日出版的《自然》雜志報道了牛津大學的C.BIake和J.Wa用美國國家天文臺位于新墨西哥州的甚大陣列射電望遠鏡（甚大陣射電望遠鏡）觀測了發出強大電波的遙遠射電星系，觀測結果：他們發現這些星系發出的電磁波同樣在地球運動方向上表現出了各向異性，這種各向異性與上述宇宙背景輻射在地球運動方向上的各向異性是相同的。電磁波（即光波）速度隨觀測者（地球）速度的不同而發生變化。這些天文學實驗確切地證明了光速與方向是有關的，因此光速可變是一個合理的結論。光速可變理論認為光速與接受者密切相關，即觀測者的速度將直接影響接受者所測得的光速：與光同向運行的接受者測得的光速要變小。與光逆向運行的接受者測得的光速將要變大。而相對于絕對坐標系而言光速是不變的。
在阿爾伯特·愛因斯坦提出的廣義相對論中，光速會隨著引力場的強度而改變。粒子的運動速度比真空中的光速要慢。它會發出一種被稱為“契倫科夫輻射”的微弱藍光。藍光光速與波長成正比。
質能方程
在相對論中，光速c與空間和時間相關聯，在質能等價方程中具有特殊意義。光速與觀測者相對于光源的運動速度無關。物體的質量將隨著速度的增大而增大，當物體的速度接近光速時，它的動質量將趨于無窮大，所以質量不為0的物體達到光速是不可能的。只有靜質量為零的光子，才始終以光速運動著。光速與任何速度疊加，得到的仍然是光速。在特定情況下，物體或波的傳播速度可能比光速更快（例如，波的相速度、某些高速天文物體的出現以及特定的量子效應）。下面給出質能方程的簡單推導：
牛頓第二運動定律是：當力F作用于質量為m的物體上時，所產生的動量mv的變化率等于這個力，即F＝(mv)，這種形式的牛頓第二運動定律可應用于質量可變的運動物體。
由阿爾伯特·愛因斯坦的狹義相對論，以速度v運動的粒子，其質量m為：
m= (1)
其中c是光速，m0是粒子的靜止質量。設M＝m-m0是粒子質量的增量，則其能量的相應增量E為粒子所受力F對它所作的功，即E=Fdx=(mv)dx=d(mv)=vd(mv) (2)
由 (1)有m=，從而dm=，
由 (2)有E=vd(mv)=v(mdv+vdm)=vmdv+v2dm=vdv+v2
=m0c+m0c=m0c3=-m0c2=mc2-m0c2=Mc2
測定方法
天文測量法
外層空間是測定光速的理想場地，因為它空間大，又處于近乎真空的狀態。一般人們會量度光走過太陽系內某個基準距離所需的時間，例如地球軌道半徑。過去人們用這種方法測量的光速數值可以較為準確地表達成常用單位，但實際準確度要視乎基準距離的準確度。這樣得出的光速通常以天文單位（AU）每天的單位表示。
奧勒·羅默于1676年用天文方法首次對光速進行測定。從地球觀測，衛星圍繞行星公轉的周期在地球向其靠近時會縮短，在地球遠離它的時候則會加長。光從彼方到達地球所需的時間，在地球距離該行星（及其衛星）最近時，比兩者相距最遠時更短，此二距離只差就是地球繞日軌道的直徑。光運行時間的差異，就會導致衛星公轉周期在觀測上的差異。羅默在木星和木衛一系統中觀察到這種現象，并依此推斷光橫跨地球軌道直徑需要22分鐘的時間。一顆恒星發出的光束落在望遠鏡的物鏡上。光在望遠鏡內向天文望遠鏡目鏡行進的同時，望遠鏡向右移動。要使光束沿著望遠鏡內部行進，望遠鏡就要向右傾斜，使光源的影像位于實際位置的右邊。
另一個方法是測量光行差。1728年，英國天文學家布萊德雷（1693—1762）采用恒星的光行差法發現并描述這一現象。光行差現象是來自遙遠光源的光束速度與觀測者速度的向量和所致。對于移動中的觀測者來說，光源的位置會偏離其實際位置。由于地球繞日公轉的速度是連續變化的，所以光行差會使恒星的視位置來回移動。在一年之內，所有恒星似乎都在天頂上繞著半長軸相等的橢圓運行了一周。根據恒星在天球上位置的最大角度差（最多達20.5弧秒），可以推算出光速和地球公轉速率之間的關系。利用一年的已知時長，就可以換算出光從太陽抵達地球所需時間。布萊德雷由此測得光速為：C=299930千米/秒。這一數值與實際值比較接近。
飛行時間法
光束橫向穿過半透鏡和旋轉嵌齒輪，由鏡子反射，再穿過嵌齒輪，最后由半透鏡反射到單筒鏡中。當齒輪轉過一齒所需的時間與光往返的時間相等時，便可透過半鍍銀面觀測到光，進而依據齒輪的轉速計算出光速。另一種測定光速的方法是在已知距離外放下一面鏡子，再量度光到達鏡子反射回來的時間。代表方法是旋轉棱鏡法和旋轉齒輪法。
旋轉齒輪法
1849年9月，法國物理學家斐索（A.H.L. Fizeau）用旋轉齒輪法測得光速為3.15×108 m/s（即315000千米/秒），成為在地面上用實驗方法測定光速的第一人。阿曼德·斐索轉動一個以規則的間隔遮擋光的齒輪，當齒輪轉得足夠快時，反射光會射到齒輪上，實驗者便看不見反射光；間斷性的閃光來自安裝在一定距離的鏡面反射。這個研究是在巴黎市郊相距為8633米的絮倫（Suresnes）和蒙馬特里（Montmartre）之間進行的。他的測定結果與1983年確定的光速僅相差5%。阿曼德·斐索之后，還有紐考姆 (Newcomb)、福布斯(Forbes)、珀羅汀(Perotin)等人先后改進了這個實驗，所得結果均在 2.99×l08-3.01×108m/s的范圍內。1862年，法國實驗物理學家傅科根據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（即2.98×108 m/s）。他讓平行光通過旋轉的平面鏡匯聚到凹面鏡的圓心上，用平面鏡的轉速求出時間。此外，傅科還利用相關實驗的基本原理，首次測出了光在水中的傳播速度，通過與光在空氣中傳播速度的比較，他計算出了光由空氣射入水中的折射率。1874年，考爾紐(A.Cornu)改進了阿曼德·斐索的旋轉齒輪法，測得更精確的結果：2.999×108m/s。1856年，科爾勞施（R. Kohlrausch）和韋伯（W. Weber）完成了有關光速的測量，詹姆斯·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，此值與阿曼德·斐索的結果十分接近，這對人們確認光是電磁波起很大作用。自1857年到1923年測定光速一般使用電學測量方法。
旋轉棱鏡法
1928年，美國物理學家阿爾伯特·邁克爾遜為了測定出誤差在0.001%以內，精確程度滿足最基本的核物理運算的光速值，已經在過去50多年內設計了12次實驗。他發明了6臺精密裝置，最終準確地測定出光速。并因此獲得了諾貝爾獎。邁克爾遜用一個能夠恒速旋轉的引擎驅動八邊形棱鏡高速旋轉，他向棱鏡照射光線，在鏡子旋轉到某點時，光束正好能夠反射到屋子后墻上靜止的曲面鏡上。這面旋轉的鏡子只用遠遠少于1秒的時間就能夠把光線反射回曲面鏡上，然后又繼續旋轉。曲面鏡從棱鏡的每面都會收到短光脈沖。每個光脈沖經過聚焦透鏡的反射，穿過墻洞，傳播到22英里外的圣安東尼山上。在那里，經過第二個聚焦透鏡的反射，光脈沖又從一面鏡子上徑直返回鮑爾迪山。在這里，光脈沖又照射到后墻的曲面鏡上，最后反射到旋轉鏡上。每個光脈沖不到1/4000秒就完成44英里的路程。返回光線在棱鏡的反射下，就會投射到柵屋墻上的一個點。通過從棱鏡與這一點的角度，邁克爾遜可以計算出光脈沖完成44英里往返路程，鏡子轉動的角度，并以此計算出光速。阿爾伯特·邁克爾遜計算出光速是2.997950377108m/s，誤差小于0.001%。
微波諧振腔法
1950 年，埃森（Essen）提出用空腔共振法來測量光速。原理是：微波通過空腔時，根據空腔的長度可以求出諧振腔的波長，把諧振腔的波長換算成光在真空中的波長，由波長和頻率的乘積可計算出真空中光速。在實驗中，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D(D為諧振腔直徑)和波長λ之間有：πD=2.404825 λ，因此可以通過諧振腔直徑的測定來確定波長，而直徑D則用干涉法測量，頻率用逐級差頻法測定。實驗測量精度達10-7。
微波干涉儀法
20世紀50年代流行用微波法測定光速，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。此值于1957年被推薦為國際推薦值使用，直至1973年。1958年有一個較精確的光速值是在微波干涉儀（f=72GHz）中獲得的：c=2.99792500×108m/s，系統誤差為3.3×10-7。1967 年，原蘇聯的西姆金（Simkin）等人用頻率約為36GHz(波長8mm)的微波干涉儀完成了類似的測定，得到真空中光速值為299792.56± 0.11 km/s。1972年采用激光法測光速，達到了極高的精確性，在該年美國標準局（NBS）中K.M.Evenson等人以高度復雜的技術對甲烷(CH4)穩定激光完成了測頻，實現了光頻。此實驗采用了銫原子頻標出發的激光頻率鏈，其中包括6臺不同的激光器和5個微波速調管。結果得到：fCH4=88．376181627×1012 Hz。測量精度達6×10-10；故可算出真空中光速c=CH4fCH4=299792456±1.1（m/s）。即精度達3.6×10-9。相較于1958年微波干涉儀法，精度提高了100倍。
光電測距儀法
用光在被測基線(約10km)內的飛行時間測定，是伽利略·伽利萊試驗的發展。1949年至1957年，瑞典的貝奇斯傳德采用了光電測距儀的方法，他用經過調制的克爾盒作為光源，用同一振蕩器調制的光電倍增管作為檢測器測定光速。1924年，卡羅盧斯（Karolus）和米特爾施泰特（Mittelstaedt）提出利用克爾盒法來測定光速。1934年，谷瑞·德布雷（Cheury de Brayza）發表了有關光速的文章，其中列出了他們幾年間光速的測量結果：1924年的結果為2.99802108m/s；1926年的結果為2.99796108m/s；1928年他們發表的結果，在測量中使用了克爾盒法，但最終施加交變電壓來代替齒輪，用以周期性地隔斷光束，由此得到的光速值是755次測量結果的平均值，為2.99778108m/s；1933年的結果為2.99774108m/s。1937年，舍伍德·安德森在發現正電子獲1936年諾貝爾物理學獎后，也用克爾盒法測量光速，他與另一位科學家胡特爾（Huttel）的測量結果和不確定度均為 2.99771108m/s。但在1941年，安德森的測量結果為2.99776108m/s，不確定度從5×10-3降低到1.4×10-5。1951 年，瑞典的貝奇斯傳德（E.Bergstrand）用克爾盒法測出的光速是2.997931108m/s，1953年，麥肯濟（Mackenzie）用此法測出的光速是2.997924108m/s，二者的不確定度分別為0.32×10-5和0.5×10-5。
現代物理測定方法
光拍頻法
用光電檢測器接收這個拍頻波，即得頻率為拍頻，如果接收電路將直流成分濾掉，即得純粹的拍頻信號在空間的分布。這就是說，處在不同空間位置的光檢測器，在同一時刻有不同位相的光電流輸出，利用比較相位的方法間接測定光速。
光拍頻法測量光速是利用聲光頻移法形成光拍 ，通過遠 、近光路產生光程差，測量光拍頻率和光拍波長，從而間接測定光速的方法。實驗需要測量的數據為拍頻波長。測量時需要注意要對光路非常熟悉，并且充分理解光的反射路線，否則測量誤差較大。當測出拍頻波長后，從數字頻率計讀出高頻信號發生器的輸出頻率，計算光速。
高精度時間間隔測量
1973年6月，國際計量局（BIPM）米定義咨詢委員會決定以高精度光頻測量和高精度光波長為基礎：取激光波長= 3.39223140 m，激光頻率同前，測算出c= 299792458m/s（1，079，252，848.88km/h）作為公認的真空中光速值。同年8月，國際天文聯合會決定采用。1975年，第15 屆國際計量大會（CGPM）確認上述光速值作為國際推薦值使用。1983年第17屆國際計量大會正式通過了對米的重新定義：“米是光在真空中 1/299 792 458 秒的時間間隔內行程的長度”。國際單位制的基本單位米于1983年10月21日起被定義為光在1/299，792，458秒內傳播的距離。使用英制單位，光速約為186，282.397英里/秒，或者670，616，629.384英里/小時，約為1英尺/納秒。只有當距離可以以更高的精度得到測量的時候，對光速c的新的測量才有意義。國際計量界認為無需再測量真空中光速。
近代測量真空中光速實驗的簡表：
近代真空光速實驗簡表
超光速的觀測
自阿爾伯特·愛因斯坦的光速極限提出后，我們的理論一直受制于光速極限。但有時候，我們似乎能觀察到物質、能量或者信息的超光速運行，這其實是一種錯覺。實現宇宙飛行也需要考慮突破光速來實現。
因此科學家們進行了一系列相關實驗來發現能否突破光速極限。美國普林斯頓大學科學家王利軍于2000年進行的實驗和德國科學家于2007年進行的實驗都取得了一定的進展。在真空狀態下，在不同位置測到的光脈沖似乎以一種難以置信的速度在傳播。不過，2007年的實驗仍然存在爭議。一些量子效應顯得可以超光速瞬時傳遞，如量子糾纏現象。在“量子糾纏”現象中，信息的傳播速度似乎比光速快。
2011年9月22日，意大利物理學家在OPERA實驗中發現了一種超出光速40322.58分之一的中微子，如果實驗數據確鑿無誤，阿爾伯特·愛因斯坦的相對論將會受到挑戰。但是隨后便發現，該實驗結果為設備線路接錯而造成。該實驗結果于2012年6月8日被該小組宣布撤銷。
應用領域
通訊
地球赤道周長為40075?km，而c大約等于300000000?m/s，所以信息沿著地球表面需時67毫秒才能行進半個地球的距離。光在光纖中的實際傳遞時間則會更長，因為光纖內的光速比c慢大約35%，具體數值同折射率n相關。更甚者，全球性通訊很少用到兩點之間的最短距離，而且信號在通過電開關和信號再生器時還會加入額外的延時。
航空航天與天文學
地球與航天器之間的通訊無法瞬時傳遞。有限光速所帶來的信號延時會隨著距離的增大而變得更明顯。當阿波羅8號成為首艘進入月球軌道的載人飛船時，它與地面任務控制中心的通訊就有明顯的延時：從地面發出的提問至少要等3秒才會得到回復。地球和火星之間的通訊延時介乎5到20分鐘，具體數字要看當時兩者的相對位置。若位于火星表面的機器人遇到問題，地面的控制人員要等5到20分鐘才會收到消息，接著發出的指令又要等待5到20分鐘才會抵達火星。地面與木星探測器的通訊延時高達數小時。一旦發生導航錯誤并須要人為干預，會有錯過時機的危險。
來自其他遙遠天體的光和信號需要長得多的時間才能到達地球。例如，哈勃空間望遠鏡超深空影像中來自極遠星系的光，在被探測之前已經過了約130億（13×109）年的飛行時間。這些圖片所捕捉到的，是這些星系130億年前的樣子，當時的宇宙年齡還不到10億年。有限的光速使得天文學家能夠觀察遠處天體更年輕時的樣貌，從而研究恒星、星系和宇宙早期的演化。
天文距離有時會以光年作單位，特別是在科普作品和媒體報導之中。一光年等于光在一年的時間內所行進的距離，約等于9.461兆（萬億）公里，又等于0.3066秒差距。比鄰星是除太陽以外最接近地球的恒星，其距離地球約4.2光年。
測量距離
雷達系統通過發出無線電波脈沖，并測量電波從目標反射回來后的總時間，從而計算目標的距離。目標的距離是來回飛行時間的一半，乘以光速。導航衛星根據無線電信號在衛星之間傳輸的時間來確定衛星之間的位置；全球定位系統（GPS）接收器通過測量來自各個衛星的電波信號的抵達時間，計算它與這些衛星的距離，再推算接收器在地球上的位置。由于光在一秒內能行進30萬公里，所以這些時間的測量必須非常精準。月球激光測距實驗、射電天文學和深空網絡利用來回飛行時間，分別量度月球、各大行星及航天器的距離。
參考資料 >
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