人类最早对于光速的测量始于伽利略。

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。

丹麦天文学家罗默从地球观测木卫一的掩蔽来测量光速。

1676年奥勒·罗默使用望远镜研究木星的卫星艾欧的运动，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（图中的C至D）。

罗默观测到当地球在最接近木星时（H点），艾欧的公转周期是42.5小时，当地球远离木星时（从L至K），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（从F到G），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。

这意味着从L至K 和F至G，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（如右图）。

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，相差无几。

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。

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）。

罗默随后依据同样的原理观察木星表面上的斑点在自转周期上的变化，也观察其他三颗伽利略卫星的相同现象。

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。

. 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·斯特鲁维和de:Magnus Nyrén。

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。

其他方法1849年，斐索用旋转齿轮法求得 c = 3.153×10 m/s。

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，从而根据齿轮的转速计算出光速。

1862年，傅科用旋转镜法测空气中的光速，原理和斐索的旋转齿轮法大同小异，他的结果是 c = 2.98 × 10 m/s。

第三位在地面上测到光速的是考尔纽（M.A.Cornu）。

1874年他改进了斐索的旋转齿轮法，得c = 2.9999 × 10 m/s。

阿尔伯特·迈克耳孙改进了傅科的旋转镜法，多次测量光速。

1879年，得c = (2.99910±0.00050) ×10 m/s；1882年得 c = (2.99853±0.00060) × 10 m/s。

后来，他综合旋转镜法和旋转齿轮法的特点，发展了旋转棱镜法，1924～1927年间，得 c =(2.99796±0.00004) × 10 m/s。

迈克耳逊在推算真空中的光速时，应该用空气的群速折射率，可是他用的却是空气的相速折射率。

这一错误在1929年被伯奇发觉，经改正后，1926年的结果应为c = (2.99798±0.00004) × 10 m/s = 299798±4 km/s。

后来，由于电子学的发展，用克尔盒、谐振腔、光电测距仪等方法，光速的测定，比直接用光学方法又提高了一个数量级。

60年代雷射器发明，运用稳频雷射器，可以大大降低光速测量的不确定度。

1973年达0.004 ppm，终于在1983年第十七届国际计量大会上作出决定，将真空中的光速定为精确值。

近代测量真空中光速的简表：年代主持人方式光速（km/s）不确定度（km/s）1907 Rosa、Dorsey Esu/emu* 299784 15 1928 Karolus 等克尔盒299786 15 1947 Essen 等谐振腔299792 4 1949 Aslakson 雷达299792.4 2.4 1951 Bergstand 光电测距仪299793.1 0.26 1954 Froome 微波干涉仪299792.75 0.3 1964 Rank 等带光谱299792.8 0.41972 Bay 等稳频氦氖雷射器299792.462 0.0181973 平差299792.4580 0.00121974 Blaney 稳频CO2雷射器299792.4590 0.00061976 Woods 等299792.4588 0.00021980 Baird 等稳频氦氖雷射器299792.4581 0.00191983 国际协议（规定）299792.458 （精确值）（注：esu即electrostatic units的缩写；emu为electromagnetic units的缩写。

）以下为各测量方法详细介绍：天文学方法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。

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．[3]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．[4]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．最早于1629年艾萨克·毕克曼（beeckman）提出一项试验，一人将遵守闪光灯一炮反映过一面镜子，约一英里。