光速凭什么计算光速如何计算，阿曼达菲索的光速计算步骤 _睿知

光速是怎么算出来的？
1676年，丹麦天文学家O.C.罗默利用木星卫星的日食时间证明了光以有限的速度传播。1727年，英国天文学家j布拉德利利用恒星的像差估算出光速为C=303000km/s 。光速的测量包括光所需要的距离和时间的测量。因为光速很高，所以需要测量很长的距离和很短的时间。大地测量是围绕如何精确测量距离和时间而设计的各种方法。在相对于光源静止和运动的惯性系中，测得的光速是相同的。物体的质量会随着速度的增加而增加。当物体的速度接近光速时，其质量会趋于无穷大，所以有质量的物体是不可能达到光速的。只有静止质量为零的光子才会一直以光速运动。光速与任何速度叠加时，仍然是光速。速度的合成不遵循经典力学的规律，而是遵循相对论的速度合成规律。延伸资料：不同介质中的光速是不一样的。因为光是电磁波，所以光速也取决于介质的介电常数和磁导率。在各向同性的静止介质中，光速是一个常数，小于真空中光速C 。如果介质以一定的速度运动，一般求光速的方法是建立一个随动参考系，其中光速是静止介质中的光速，然后通过参考系的变换可以得到运动介质中的光速。或者可以直接用相对论速度叠加公式求运动介质中的光速。随着物体动能的增加，惯性也增加，继续加速越来越困难。这是一个收益递减的原理：你对一个物体做的功越多，它就变得越重，加速效应就越弱。来源：百度百科——光速

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光速是如何计算的呢？
在17世纪之前，人们普遍认为光是瞬间传播的。这种观点是基于在月食期间，地球在月球上的投影位置不会被肉眼延迟的观察。如果光速C是有限的，那么这个延迟应该被观察到。现在，我们知道这是因为光移动得太快了，延迟现象很难被检测到。伽利略对光速无穷大的结论持怀疑态度，于是设计了一个测量光速的实验。这个实验是通过手动调节相隔几英里放置的灯笼的亮度来进行的。我们不知道他有没有尝试过这个实验，但是C的值太大了，用这个方法很难给出一个近似准确的答案。奥拉斯罗默(OlausRomer)在1676年首次测量了光速C 。他观察到，根据地球-太阳-木星之间的位置关系，木星卫星上日食的预测时间与观测到这些日食的实际时间之间存在多达1000秒的差异。他正确地推测这是因为，由于木星和地球之间距离的变化，光从木星传播到地球的时间长度发生了变化。他的结论是光速C的值是每秒214000公里，这与光速的实际值非常接近，因为当时还不知道行星之间的确切距离。1728年，詹姆斯布拉德利通过观察恒星的像差给出了另一种估算方法。恒星像差是由地球绕太阳运动引起的恒星的明显位移。他观察了天琴座中的一颗星，发现它的位置在一年内发生了变化。所有恒星的位置都受到同样的影响。(这就把恒星像差和视差区分开了，视差对邻近恒星的影响比对遥远恒星的影响更大。)为了理解这种像差，一个有用的类比是想象下雨天跑步时，你的位置对雨水落在你身上的角度的影响。如果你在没有风的雨中站着不动，雨滴会垂直打在你的头上。如果你在雨中奔跑，雨滴会以一个角度落在你面前。布拉德利测量了光的角度，当地球绕太阳的旋转速度已知时，他计算出光速的值为每秒301000公里。1849年，阿曼德斐索(armandfreesoul)首次不用宇宙中的关系式来计算C的值。他利用8公里外镜子反射的光束。光束对准快速旋转的齿轮的齿。齿轮的速度不断增加，直到光束的双向路径与齿轮上一个齿绕圆周的运动轨迹重合。上述过程测得的光速C为每秒31.5万公里。一年后，莱昂福柯(LeonFoucault)通过使用旋转镜改进了这一结果，给出了更准确的光速值，即每秒298000公里。他的测量技术足以证明光在水中的传播速度比在空气中慢。麦克斯韦发表他的电磁理论后，通过测量自由空间的磁导率和介电常数来间接计算光速成为可能。韦伯和鲁道夫科尔劳什于1857年首先意识到了这一过程。1907年，罗莎和多尔西用这种方法得到了每秒299788公里的光速。这是当时最准确的光速。随后，许多其他技术被用于进一步提高测量值C的准确性。由于C是光在真空中的传播速度，因此很快就有必要校正空气的折射率。1958年，Froome利用微波干涉仪和克尔盒快门获得了每秒299792.5公里的光速。1970年后，光谱稳定性极高的激光器和精确的铯原子钟的发展，使得更好的测量成为可能。在此之前，米的定义一直在变化，这阻碍了光速测量的准确性。但到了1970年，光速的误差已经达到正负1m/ss，用米来确定C的值，用原子钟和激光来测量精确的距离，是更实际的选择。现在，真空中的光速被定义为以标准单位给出的精确固定值。
自1983年以来，国际上达成共识，将米定义为光在真空中以1/299，792，458秒的间隔传播的距离。这使得光速精确到每秒299792.458公里。(另外，因为现在英寸定义为2.54cm，光速也有一个用英制单位定义的精确值。)这个定义只有当真空中的光速被所有观测者测量时才是一样的。
的值时才有意义;一个有待实验验证的事实(参见相关的FAQ文章“光速是恒定的嘛？”) 。至于光在如空气和水等介质中传播的速度还需要通过实验来进行测量。
光速怎么计算的每秒多少你好：光速的计算方法：实验利用激光束通过声光移频器,获得具有较小频差的两束光,它们迭加则得到光拍;利用半透镜将这束光拍分成两路,测量这两路光拍到达同一空间位置的光程差（当相位差为2π时光程差等于光拍的波长）和光拍的频率从而测得光速.光速计算值:c=(299792.50±0.10)km/s (一般取300000000m/s）

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光速是怎么算出来的光速的测定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们测量出较为精确的光速共经历了三百多年的时间，但在这期间每一点进步都促进了几何光学和物理光学的发展，尤其是在微粒说与波动说的争论中，光速的测定曾给这一场著名的科学争辩提供了非常重要的依据。
光的速度是怎么计算出来的？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。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。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。光沿直线传播的前提是在同种均匀介质中。光的直线传播不仅是在均匀介质，而且必须是同种介质。可以简称为光的直线传播，而不能为光沿直线传播。光在两种均匀介质的接触面上是要发生折射的，此时光就不是直线传播了。用波动学解释光的传播:传播途中每一点都是一个次波点源，发射的是球面波，对光源面(一个有限半径的面积)发出的所有球面波积分，当光源面远大于波长时结果近似为等面积、同方向的柱体，即表现为直线传播，实际上也有发散(理想激光除外) 。比如手电发出的光有很明显的发散。光的亮度越强大，离照明参照物越近，光的单色性越好，发散越不明显。当光源半径与波长可比拟时积分时的近似条件不成立，积分结果趋向球面波，即表现为衍射。光是直线传播(均匀介质中)的，但当光遇到另一介质(均匀介质)时方向会发生改变，改变后依然缘直线传播。而在非均匀介质中，光一般是按曲线传播的。以上光的传播路径都可以通过费马原理来确定。光是沿前后左右上下各个方向传播的，光的亮度越亮，越不明显看出，当光亮度较暗时，由发光体到照明参照物的光会扩大，距离越远，扩散的越大，由最初的形状扩散到消失为止，而当发光体离照明参照物零距离时，光的形状是发光体真正的形状大小，所以光传播的方向与光的亮度、光与照明参照物的距离有关。

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我们都知道光速很快，但是光速是如何计算出来的？大家都知道，光的速度可以达到约3*10的8次方米每秒，这个数值的概念相当于光可以1秒绕7.5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2.25*10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3.15*10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3*10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。
【光速凭什么计算光速如何计算，阿曼达菲索的光速计算步骤】