빛의 속도는 얼마인가?
라이트 판타스틱
[[파일:Ole roemer.jpg|thumb|150px|올레 크리스텐센 뢰머]]
빛의 속도는 [[그리스]]인들부터 논의되어 온 흥미로운 주제였다. 빛의 속도를 [[측정]]하는 방법의 해답은 태양계의 운동 속에 있는데, 그중에서도 특히 목성주위의 위성(갈릴레오가 망원경으로 발견한 위성)의 움직임에 있었다. 1676년에 젊은 [[덴마크]] 천문학자 [[올레 뢰머]]가 지구에서 [[목성의 위성]]을 관찰했다. 왜냐하면 뢰머는 위성들이 행성 주위를 도는데 걸리는 [[시간]]을 재고 싶었기 때문이다. 그리고 뢰머는 아주 놀라운 것을 찾아냈다. 뢰머가 측정한 시간은 지구와 목성 사이의 [[거리]]에 따라 달라졌다. 지구가 그 [[궤도]]에서 목성과 더 가까워지면, 목성주변의 위성들이 더 빨리 돌았고 멀어지면, 위성이 목성 주위를 더 천천히 돌았다. 그리고 뢰머는 그 차이를 빛이 목성에서부터 지구로 오는데 걸리는 시간 때문이라고 설명했다. 빛은 거리를 가는데 시간이 걸리고 뢰머는 그 속도를 측정할 수 있었다. 뢰머는 빛의 속도를 계산했고 빛의 실제속도인 300,000km/s에 아주 가까운 수치를 얻었다. 빛이 거리를 가는데 시간이 걸린다는 것과 [[빛의 속도|광속]]의 정확한 측정은 놀라운 발견이었다. 윌리엄 허셜은 정확한 빛의 속도가 그와 그의 연구에 어떤 의미가 있는지 깨달았다. 허셜은 계산을 하고 나서 은하수로부터 빛이 그의 반사장치에 도달하기까지 수백만 년이 걸린다는 걸 깨달았다. 그래서 허셜의 망원경은 타임머신 같은 것이었다. 허셜의 발견은 엄청나게 충격적이었으며 허셜을 유럽에서 가장 유명한 천문학자로 만들었다. 허셜의 망원경을 통해 수많은 별들을 보고, 여러 번에 걸쳐서 우주를 확장시키면서 [[은하수]] 전체를 기록했다. 전통적으로, [[태양계]]가 세계의 한계라고 생각되어 왔지만 허셜에게 태양계는 단지 은하수 안의 수많은 '계' 중 하나였다. 우주의 크기는 엄청나게 확장되어갔고 허셜은 엄청난 크기의 우주를 통해서 그가 보는 것이 옛날의 우주이라는 것을 깨달았다.
빛
빛의 속력을 측정하려 한 사람 중에 17세기 갈릴레오 갈릴레이가 있다. 갈릴레이는 약 1km 떨어진 곳에서 서로 등불을 가지고, 상대방의 등불이 보이면 바로 등불을 열게 하는 방법으로, 그 시간차를 통해 광속을 측정하려고 했다. 그러나 이 실험에서는 빛이 왕복하는 데 걸린 시간이 10만분의 1초 정도로 매우 짧아 속력을 제대로 측정할 수 없었다.
진공에서 빛의 속력은 정확하게 299,792,458m/s (초당 약 186,282마일)으로 정의된다. SI 단위로 빛의 속력의 고정 된 값은 이제 빛의 속력의 관점에서 정의된다는 사실에 기인한다. 모든 형태의 진공에서 전자기 방사는 정확히 같은 속력으로 이동한다.
덴마크의 천문학자인 올러 뢰머는 1676년, 목성의 위성인 이오의 관찰을 통해서 빛의 속력을 측정하였다. 뢰머는 목성이 지구에 가장 근접했을 때 예측한 것보다 11분 일찍 이오의 월식이 일어난다는 것을 알았고, 가장 멀리있을 때는 예측보다 11분 늦게 일어난다는 사실을 발견했다. 뢰머는 그 22분이 빛이 지구의 공전궤도의 지름을 지나는 시간이라고 계산하여 빛이 2.12×10^8 m/s라고 추정했다.
프랑스의 물리학자 이폴리트 피조는 1849년 더 정확하게 빛의 속력을 측정하였다. 피조는 빛이 톱니바퀴를 통과한 후 8.9km 떨어진 곳의 거울에 의해 반사가 되어 다시 톱니바퀴로 돌아오는데, 그 각속도를 이용해 빛의 속력을 측정하였다. 피조는 빛의 속력을 3.13×10^8 m/s라고 측정하였다. 1862년 레옹 푸코는 회전하는 거울을 통해 실험을 하여 2.98×10^8 m/s라는 결과를 얻었고, 앨버트 에이브러햄 마이컬슨은 1877년부터 그가 죽은 해인 1931년까지 빛의 속력 측정실험을 했다. 마이컬슨은 푸조의 방법을 개량해 1926년에 2.99796×10^8 m/s라는 결과를 얻었다.
현재 사용하고 있는 빛의 속력은 진공에서 2.99792458×10^8 m/s이다. 실제로 오늘날에는 미터 자체를 1/299 792 458초 동안 빛이 이동한 거리로 정의하고 있다. 이 속력은 1초에 지구를 일곱 바퀴 반을 돌 수 있고 지구에서 달까지 가는 데 1초 정도 걸리는 매우 빠른 속력이다.
통상의 물질을 포함하는 각종 투명 물질에서 빛의 유효 속력은 진공에서보다 작다. 예를 들어 물에서 빛의 속력은 진공의 약 3/4이다.
극단적인 예를 들어서 자연에서 빛 둔화의 문제는 물리학의 두 개의 독립적 인 팀인 하버드 대학과 캠브리지의 과학 연구소, 하버드의 천체 물리학을 위한 스미스소니언과 캠브리지에서 원소 루비듐의 보즈 - 아인슈타인 응축을 통과하여 "완전한 정지"를 가져올 수 있었다
그러나 빛의 “중지”로 설명됐다. 이러한 실험에서 두 번째 레이저 펄스에 자극에 의해 원자의 흥분 상태에 저장되는 빛만을 의미하고 임의만이 나중에 다시 방출 된다.
이 시간동안 빛은 중단했다.
레옹 푸코
1862년, 그는 찰스 휘트스톤의 회전하는 거울을 이용해 빛의 속도를 측정해 298,000 km/s라는 값을 얻었다. 이는 현대에 측정된 값과의 오차가 거의 나지 않는 아주 정밀한 값이었다.
은하년
은하년은 우리 은하를 태양계가 한번 공전하는데 걸리는 시간이다. 2억2500만년 ~ 2억5천만 태양년으로 1궤도 범위의 길이로 예측하고 있다. 미국 항공우주국(나사, NASA)에 따르면, 태양계가 828,000km/h(230km/s)정도의 평균 속도로 은하의 중심을 공전하는데, 빛의 속도는 이 속도의 약 1304배다. 만약 제트 항공기가 이 속도로 이동할 수 있다면, 2분 54초면 전 세계를 돌아 볼 수 있다. 태양계가 은하의 중심을 공전하는데 약 2억 3천만년이 걸린다고 한다.
알파 입자
각각의 입자들에게 이 에너지는 상당한 양이지만, 그들은 큰 질량을 가지고 있어서 다른 종류의 입자들(베타입자, 중성자 등)보다 느린 속도(5MeV의 에너지를 가진 입자의 속도는 약 15000km/s, 빛의 속도의 5% 정도이다.)를 가진다. 또한, 알파입자들은 다른 물질들로 쉽게 흡수되고, 그들은 공기 중에서 단 몇cm 정도만 움직일 수 있다. 알파입자들은 얇은 종이나 피부 바깥층에도 흡수된다.
에밀리 드 브르퇴유 뒤 샤틀레 후작부인
1737년 프랑스 과학아카데미는 그해의 주제를 열, 빛, 불의 본질에 관한 것으로 공표했다. 에밀리와 볼테르는 이 논문 공모소식을 듣고는 그에 관한 연구를 진행하게 된다. 에밀리는 볼테르의 연구를 곁에서 도와주었고, 독자적으로 몰래 연구를 진행했다. 빛은 태양에서 나와 지구까지 도달하는 데 9분도 채 걸리지 않는다. 에밀리는 그 속도가 초속 30만 킬로미터 정도라는 것을 알고 있었다. 그녀는 태양빛 안에 고형 입자가 있고, 또 그 고형 입자 안에 무게가 있다면 빛과 부딪히는 지구는 빛의 엄청난 속도로 인해 무사하지 못할 것이라고 생각했다. 그녀는 빛에 무게가 있다면, 빛이 어떻게 태양에서 끊임없이 흘러나올 수 있을지 의문을 품었다. 만약 빛에 무게가 없다면, 빛에 관한 여러가지 성질을 설명해낼 수 있었다. 에밀리는 논문에서 빛 속에는 지구 전체에 열을 공급할 만큼의 막대한 힘을 지닐 숨은 입자가 없다는 주장을 펼쳤다. 빛 속에 있는 여러 빛깔에 그 힘이 들어 있을 것이라는 아이디어를 제안했다. 여기서 더 나아가 빛에 들어 있는 색이 각각 다른 양의 열을 품고 있으리라는 생각에까지 나아갔다. 9월 1일 논문 마감일에 맞추어 마지막 논문을 쓰면서 "충분한 실험을 한다면 서로 다른 색깔의 빛에서 발열의 힘이 뚜렷이 구분됨을 입증할 수 있을 것이다"라고 밝혔다. 그녀는 볼테르가 사용하는 실험 기구를 사용할 수가 없었기에 순전히 사고실험으로 행해진 연구를 바탕으로 1737년 논문을 완성했으며 수상작이 되지는 못했지만 1738년 과학 아카데미에서 출간되었다. 이 논문을 계기로 뒤 샤틀레 부인의 이름이 널리 알려지게 되고 당대의 석학들과 어깨를 나란히 하게 된다. 이 연구에 해당하는 실험은 70년 후인 1800년 영국의 천문학자 허셜이 에밀리 뒤 샤틀레가 생각했던 것과 거의 동일한 방식으로 실험을 진행해서 적외선을 발견했다.
뉴턴 운동 법칙
1916년에 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론은 인류가 이때까지 해왔던 모든 예상 척도를 뛰어넘는 설명을 가능하게 해주었다. 하지만 빛의 속도에 비해 매우 낮은 속도에서는 아인슈타인의 상대론적 모형은 고전역학으로 수렴한다.
즉, 속도가 빛의 속도에 비해 매우 작으면 속도의 로런츠 인자 formula_12는 1에 수렴한다.
라이트 판타스틱
1900년이 되었을 때, 새로운 기술들이 나타나는 세계에서, 과학자들은 빛이 무엇인지 설명할 수 있다고 생각하였다. 빛의 [[파동]]이라는 토마스 영의 의견에 덧붙여 위대한 스코트랜드의 과학자 제임스 클락 [[맥스웰]]은 이 수수께끼의 파동이 무엇인지 보여주었다. 전자기적 에너지의 진동. 빛을 이해하려는 인류의 오랜 탐구가 끝났다고 생각하였다. 과학자들이 주장하길, 우리는 빛을 완벽히 이해했으며, 그게 무엇인지, 어디서 왔는지, 어디로 가는지, 빛이 전자기적 방사능의 일부로써 빈 공간에서 유한의 속도로 나아간다는것, 그리고 광학, 빛을 이용한 기술은 물리학과 공학사의 엄청난 쾌거를 나타내는 표시가 되었다. .
타키온
위의 두 가지 접근은 수학적으로 동등하며 물리적으로 같은 결과를 준다. 한 가지 재미있는 사실은, 일반적인 입자들과는 달리 타키온의 속도는 에너지가 감소함에 따라 "증가"한다는 것이다. (통상적인 물질에서 "E"는 속도 "v"가 증가하여 "c"에 가까워짐에 따라 증가한다. 따라서 통상적인 입자들이 빛의 속도라는 속도의 상한을 갖는 것처럼 타키온도 "c"이하의 속도로 떨어질 수 없게 되는 속도의 하한을 갖게 된다. 왜냐하면 두 경우 모두 제한선에 다가갈 때는 무한대의 에너지가 필요해지기 때문이다.
지구
지구의 궤도 속도는 평균 초속 30 km 정도인데, 이 속도는 지구의 지름은 7분만에, 달까지의 거리는 4시간 만에 통과할 수 있는 속도이다.
시선속도
별이나 빛이 나는 멀리 있는 물체의 시선속도는 고해상도 스펙트럼(high-resolution spectrum)을 실험실에서 측정돼 알고 있는 스펙트럼선의 파장과 비교해 직접적으로 측정할 수 있다. 관례적으로 양(陽)의 시선속도는 물체가 멀어지고 있다는 것을 의미한다. 만약 시선속도가 음(陰)의 수라면 물체는 다가오고 있는 것이다.
올베르스의 역설
1901년에는 물리학자 켈빈도 올베르스의 역설을 다음과 같은 논리로 해결했다. 빛의 속도가 유한하기 때문에 우주 공간을 진행하려면 시간이 소요되므로 밤하늘의 모습은 지금 이 순간의 별이 아니라 별의 과거 모습이다. 밤하늘이 밝게 빛나려면 우주의 크기가 적어도 수백조 광년 이상 되어야 하지만 우리 우주가 아직 그 정도 나이를 먹지 않았기 때문에 밤하늘이 검게 보인다.
어둠의 속도
《어둠의 속도》()는 엘리자베스 문의 2002년 장편 SF소설이다. 태아나 영아기 때 모든 신체적 장애를 치료하는 것이 가능해졌지만, 하지만 이미 성인이 된 사람들은 장애인으로 살아갈 수밖에 없는 근미래 사회를 배경으로, 자폐증 치료를 통해 돈을 벌고자 하는 사람들의 이야기를 다룬다. 대한민국에는 북스피어에서 정소연 번역으로 출간되었다. 2003년 네뷸러상을 수상했다.
물리학의 발전
한편, 맥스웰은 그의 전자기 방정식을 활용해 전자기 에테르에서 발생하는 횡파의 속도를 계산할 수 있었다. 그러자 놀랍게도 이 횡파의 속도는 빛의 속도와 같았다. 그는 이 결과를 보고 “우리는 다음과 같이 추론을 피할 수 없다. 즉, 빛은 전기 현상과 자기 현상의 원인이 되는 바로 그 매질의 횡적인 파동으로 이루어져 있다.”고 과감하게 결론을 내렸다.
속도
물리학에서 일반적으로 다루는 속도는 물체가 갖는 어떠한 순간의 속도, 즉 순간속도이다. 순간속도는 평균속도를 측정하는 시간간격을 매우 짧게 하여 0에 접근시킨 극한값이라고 생각할 수 있다. 순간속도를 formula_5라고 하면 다음과 같이 수식으로 나타낼 수 있다.
블레이자
시선방향에 대한 각도 θ = 5˚와 광속의 99.9%에 해당하는 속도의 제트를 생각해 보자. 지구에서 관측된 광도는 제트에서 방출된 광도의 70배이다. 그러나 θ가 0˚로 최솟값이라면, 제트는 지구에서 600배 밝게 보인다.
빛의 속력
1905년, 아인슈타인은 진공에서의 빛의 속도는 관찰자의 운동상태와 무관하다고 간주하였다. 이것과 상대성 원리를 바탕으로 그는 특수 상대성 이론을 이끌어내었다. 특수 상대성이론에서는 진공에서의 빛의 속도 c는 기본적인 상수로 간주되며, 빛과 무관하게 나온다. 이 특수 상대성이론에 의해 에테르이론의 개념들은 쓸모없게 되었고 시공간적인 개념이 혁명을 이루게 되었다.
신속도
특수상대성이론에서, 신속도(迅速度, )는 물체의 빠르기를 나타내는 물리량이다. 속도와 비슷한 개념인데, 물체가 느릴 때는 속도와 신속도가 대략 비례하지만, 매우 빠를 때는 더 이상 비례하지 않는다. 입자의 최대 속력은 빛의 속력으로 유한하지만, 신속도는 상한선이 없다. 또한, 속도와는 달리, 두 신속도의 합성은 단순히 그 합이다.
운동 (물리학)
게다가 빛의 속력은 불변량이다. 관측자의 위치나 속력에 상관없이 항상 일정하며 이런 성질이 빛의 속력을 자연 상수중의 하나로 자리매김하게 하였다.
헤비사이드-로런츠 단위계
헤비사이드-로런츠 단위계는 국제단위계에서 formula_1 (진공 유전율)이나 formula_2 (진공 투자율) 등의 인자를 1로 놓은 단위계로 생각할 수 있다. 다만, 빛의 속도 formula_3는 0으로 놓지 않기 때문에 이를 군데군데 삽입하여야 한다.
초광속
2011년 9월 유럽 입자 물리 연구소(CERN)에서는 빛보다 빠른 속력의 중성미자가 검출되었다고 발표하였다. 이 사건으로 인해 현대물리의 기초가 되는 상대성 이론이 의심되는 등 물리학계에 큰 파장이 일었다. 특수 상대성 이론은 '광속의 불변성'을 기본가정으로 하고, 질량이 있는 물체는 빛의 속도에 다다를 수 없다는 것을 유도하기 때문이다. 하지만 2012년 9월 22일 사이언스지는 이러한 실험결과가 나온 것은 'GPS 수신기의 광섬유 케이블의 연결 오류로 인한 실험 오차' 라고 설명했다.
빛의 속력
측정된 운동 값은 항상 관찰된 오차보다 항상 작았다. 근대 실험들은 두 방향의 빛의 속도는 6 nm/s 안으로는 등방하다는 것을 가리키고 있다.
이 실험 때문에, 헨드릭 로렌츠는 에테르를 통하는 어떤 기구의 운동이 그 기구로 하여금 운동방향으로 그 길이가 축소하게 만든다 생각하였고, 더 나아가 그는 운동하는 계의 시간 변수 또한 그에 의해 바뀌어야 된다고 예상했다. 이는 로렌츠 변환의 첫 걸음이었다.
감광 속도
감광 속도(感光速度), 필름 속도, 또는 필름 감도는 필름 카메라나 디지털 카메라가 빛에 감응하는 속도의 비율을 말한다. 필름의 경우 ISO 5800:1987 표준을, 디지털 카메라의 경우 ISO 12232:1998 표준을 따른다. 흔히 ISO로 표시하고 선형 스케일(linear scale)을 주로 사용한다.
국부표준정지좌표계
국부표준정지좌표계(局部標準靜止座標系, local standard of rest; LSR, ) 는 천문학에서 우리 은하 속의 태양 주위에 있는 물질들의 평균 운동에 대한 좌표계이다. 이 물질들의 공전 궤도는 정확한 원형은 아니다. 태양은 은하 북극에서 보았을 때 시계 방향으로 시속 255 킬로미터 속도로 태양원(solar circle) 을 따라 공전하며, 그 태양원의 이심률 "e"는 0.1 미만이고 반지름은 약 8.34 킬로파섹이다. 태양원의 중심은 궁수자리 A* 근처의 우리 은하 중심이며, 태양은 LSR에 대해 태양향점 방향으로 매우 근소한 운동을 하고 있다. 태양의 LSR에 대한 특이운동 속도는 초속 13.4 킬로미터이다. LSR의 공전 속도는 초속 202 ~ 241 킬로미터이다.
툴리-피셔 관계
툴리-피셔 관계(Tully-Fisher Relation)는 R. 브렌트 툴리(R. Brent. Tully)와 J. 리처드 피셔(J. Richard Fisher)가 1977년에 발표한 경험법칙이다. 이는 나선 은하의 (별의 질량에 비례하는)고유 광도와 이 은하의 속도폭(회전속도 곡선의 폭) 사이의 경험적인 관계를 나타낸 것이다. 광도는 단위 시간 당 은하에서 방출되는 빛 에너지의 양을 말하며, 은하와의 거리를 알 때 광도는 은하의 겉보기 밝기를 이용하여 측정할 수 있다. 또한 속도폭은 긴 슬릿을 이용한 분광학(long-slit spectroscopy)을 이용한 스펙트럼선의 이동 정도 또는 그 폭을 통해 측정할 수 있다.
굴절률
굴절률(屈折率, )은 투명한 매질로 빛이 진행할 때, 광속이 줄어드는 비율을 가리킨다. 진공중에서의 광속을 formula_1라고 하면 굴절률이 formula_2인 매질 내에서 빛의 속도는 formula_3으로 줄어든다. 예를 들어 굴절률 1.5인 유리에서의 광속은 formula_4이다.
빛의 속력
우리는 자유 공간에서 이동하는 별빛의 속도를 한번도 측정해 본 적이 없다. 그런데, 자유 공간에서 이동하는 별빛의 속도를 직접 측정할 수 있는 방법이 있다. 달이나 우주정거장의 진공에서 하나의 셔터와 두 개의 광센서와 자와 시계만 있으면 된다. 셔터를 짧은 시간동안 열어서 별빛의 펄스를 만들고 펄스의 절반을 앞의 광센서로 나머지 절반을 뒤의 광센서로 흡수하여 시간차를 구한다. 각 광센서에 도달하기 전까지 별빛은 어떤 물체와도 상호작용하지 않아야 한다. 우리에게서 멀어지고 있다고 믿어지는 여러 은하에서 온 별빛의 속도들이 모두 알려진 c와 같은지 다른지는 측정해보면 알 것이다.
블레이자
관측된 블레이자의 방출은 제트의 상대론적 효과에 의해 크게 가속된다. 이 과정을 상대론적 분사출이라 한다. 제트를 구성하고 있는 플라스마의 전체속도는 빛의 속도의 95~99%에 이를 수 있다. (전체속도는 제트에서의 일반적인 전자나 양성자의 속도가 아니다. 개개의 입자들은 다양한 방향으로 움직인다. 그 결과 플라스마에 대한 계의 속도는 언급된 범위에서 존재하게 된다)
상태 밀도
빛의 속도보다 매우 낮은 속도로 움직이는 자유 전자의 경우에는 분산 관계는 formula_14이다. 따라서 formula_3의 반지름은 formula_16이고,
이다. 전자의 경우에는 스핀 자유도로 인해 formula_7이므로,
이다.
빛의 속력
따라서, formula_64이고, 같은 빛이라도 특정 매질 속을 진행할 때에는 빨간색 빛이 파란색 빛보다 빨리 진행한다.
굴절률
빛이 입자나 파동으로 생각할 수 있듯, 광학에서는 파동으로 다룬다. 파동은 다른 매질에서 다른 속도로 진행한다. 예를 들어, 물을 통과할때의 속도와 공기를 통과할 때 속도에는 차이가 있다. 빛이 하나의 매질에서 다른 매질로 넘어 통과할 때, 같은 파동이 다른 속도로 진행한다. 이 과정을 다음과 같이 생각할 수 있다. 빛 파동이 투명한 물질로 들어가고 그 물질을 이루는 원자들의 전자들을 여기시킨다. 여기된 전자들은 그 고유의 빛 파동을 방출한다. 원자들 사이에서 빛은 빛의 속도(formula_9)로 진행한다. 그러나 유리의 경우, 빛의 속도는 약 formula_10이다.
체렌코프 효과
이 문서의 네 번째 그림에서 입자(빨간색 화살표)는 formula_2와 같은 formula_3의 속도로 이동한다. 여기서 formula_4는 진공 상태에서의 빛의 속도이고, formula_5은 매질의 굴절률이다. (매질이 물일 경우 상태가 formula_6인 이유는 물이 20 °C일 때에 formula_7이기 때문)
시간지연
이제 시속 100km 기차에 탄 새를 ‘빛’으로 바꾼 뒤, 기차의 이동 방향으로 ‘전등’을 켠다. 전등 불빛은 빛이므로 빛의 속도(광속)로 달린다. 기차 밖 정지한 관찰자에게 전등 빛의 속도는 얼마로 보일까. 고전적 계산법으론 전등 빛의 속도는 기차 속도에 광속을 더한 속도여야 하지만, 아인슈타인이 보기엔 우주의 어떤 물체도 광속을 넘을 수 없으므로, 그 속도(‘기차 속도+전등 빛 속도’)는 ‘전등 빛 속도,’ 곧 광속이 되어야 한다.
크리스티안 하위헌스
하위헌스는 빛의 파동설을 주장하면서 이전까지는 무한한 속도를 가지고 있다고 여겨졌던 빛이 매우 빠르기는 하지만 유한한 속도를 가지고 있다고 주장했다. 그의 동료로서 그와 함께 연구를 진행하던 올레 뢰머는 목성의 위성인 이오의 식들 사이의 간격이 일정하지 않다는 사실을 관측을 통해 발견해 냈다. 그는 이 현상이 지구가 목성에서 멀리 떨어져 있을수록, 식의 정보를 전달하는 빛이 목성에서 출발하여 망원경에 다다르기까지 걸리는 시간이 더 길어지기 때문이라고 주장하였다. 뢰머는 실제로 1679년 11월 9일에 발생한 이오의 식이 예상했던 시각보다 10분 늦게 일어날 것이라고 정확히 예측해 내었고, 이로써 빛의 속도가 유한하다는 것을 증명하였다.
하위헌스의 어릴 적 수학교육은 간간히 그의 집에 들렸던 데카르트의 영향을 많이 받았다. 그러나 1668년 탄성체 충돌에 관한 그의 연구는 충돌에 관한 데카르트의 법칙의 오류를 보였고, 그것은 영국의 왕립 학회에게 보내졌다. 그리고 그는 그 당시에 원운동에 관해 관심이 많았으나, 데카르트의 중력에 관한 이론에 대해 생각해보았다. 그는 비록 이 당시에 데카르트의 이론에 대한 부정적인 의견을 가진 듯 했으나, 결국 아카데미 데 시앙스에 이 주제를 제시했다.
1672년 그는 빛과 망원경에 대한 이론을 듣게 되었고, 그 이론, 그중 특히 색에 관한 아이작 뉴턴의 이론이 잘못되었다고 비판했다. 그 후 1689년 그는 왕립 학회에서 뉴턴을 만났다. 여기서 그는 뉴턴에 대한 존경심을 보임과 동시에 만유인력에 관한 그의 이론을 믿지 않았다. 실제로 뉴턴의 이론에는 어떻게 한 질량이 다른 질량을 인식할 수 있는지에 대한 어떠한 것도 설명되어 있지 않았다. 이후 프린키피아와 뉴턴에 대해 하위헌스는
플래시맨
다섯 명이 타고 다니는 슈퍼 바이크로 최고 속도는 시속 350킬로미터이다. 플래시 스피드로 300킬로미터 이상 스피드를 내면 빛이 난다. 형태는 다섯 대 모두 동일하지만, 좌측면에 있는 무기는 각자 다르다. (레드 플래시는 발칸포, 그린 플래시는 미사일 런처, 블루 플래시는 로켓포, 옐로 플래시는 머신건, 핑크 플래시는 레이저포)
빛의 속력
2.가우스 자기 법칙:
formula_4
formula_5
앨버트 에이브러햄 마이컬슨
마이컬슨은 광속에 대한 연구를 시작하여 1881년 마이컬슨 간섭계를 발명해내어, 그것으로 지구상의 공전 궤도에 따르는 방향과 빛의 속도가 거의 같음을 실제로 측정하였다. 에드워드 몰리와 함께 당시 빛의 매질로 가정되었던 에테르를 검출하기 위해 공전운동하고 있는 지구와 에테르의 상대운동에 따른 광파의 간섭을 검출하는 실험을 반복한다. (마이컬슨-몰리 실험) 그러나 빛이 에테르같은 매질을 통해 전달되는 파동이었다면 검출되었어야 할 간섭현상은 검출되지 않는 결과로 끝맺게 된다.
빛의 속력
아인슈타인의 특수상대성이론은 빛의 속력 불변의 원리를 바탕으로 상대방에 대해 등속으로 움직이는 두 개의 기준틀에서 고전 전자기법칙이 변하지 않고 유지되는 새로운 시공간 개념을 제시한다. 모든 관성좌표계에서 빛의 속력이 일정하다고 가정하면, 서로 다른 속도를 가진 관성좌표계에서 자연법칙은 동일한 형태로 기술될 수 있다. 일반적으로 기본 상수 c 는 시공간 내에서 동일한 값을 가진다고 가정하고 있고 이것은 그것들은 위치나 시간에 비의존적임을 의미한다. 그러나 많은 이론에서 시간에 따라서 빛의 속력이 달라질 수 있다고 주장하고 있다. 아직 빛의 속력이 변한다는 결정적인 증거는 발견되지 않았지만 계속해서 연구가 진행 중이다. 일반적으로 빛의 속력은 등방성이라 가정한다. 이것은 빛의 속력을 측정하는 방향에 영향을 받지 않고 동일한 값을 갖는 것을 의미한다.
빛
르네 데카르트는 빛이 lbn al-Haytham과 Witelo의 "형태"뿐만 아니라, 베이컨, Grosseteste, 케플러의 "종"을 거부하고, 발광체의 기계적 특성이었다고 말했다. 1637년에 그는 빛의 굴절 이론을 발표했다. 그의 이론은 불확실했다. 빛이 중간 밀도보다 적은 밀도보다 더 빠르게 이동한다고 가정하였다. 데카르트는 음파의 행동을 비유하여 결론에 도착했다. 비록 데카르트는 상대 속도에 대해 잘못이 있었지만, 그는 빛이 굴절을 다른 물질의 빛이 속도에 대해서 정확한 가정을 했다. 데카르트는 처음으로 기계적 비유를 사용하지 않았지만 그가 분명히 빛 발광체 및 전송 매체의 기계적 특성이라고 주장하기 때문에, 데카르트의 빛 이론은 현대 물리 광학의 시작으로 간주 한다.
진공
-전자기파가 SI 단위계에서 빛의 속력 299,792,458 m/s로 움직인다.
플랑크 운동량
formula_2 6.52485 kg m/s이것은 플랑크 질량의 물체가 빛의 속도로 움직일 때의 운동량이다.
빛의 속력
지금까지 빛의 속도는 광원에서 방출된 빛을 거울에 반사시키고 검출기로 검출하여 측정하였다. 빛은 광원의 원자에서 방출되고, 실험실에 놓인 거울의 원자에서 재방출된다. 빛을 입자라고 보고 원자에서 방출되는 빛의 속도가 원자에 대한 상대속도로 일정하다면, 그 원자가 실험실에 있는 한 측정값은 언제나 같을 수 밖에 없다. 어떤 별빛이라도 일단 거울에서 반사되는 순간 우리가 알고 있는 속도로 재방출된다.
대폭발
우주의 팽창속도는 대략 초속 50만 킬로미터이다. 우주가 검게 보이는 이유도, 빛의 속도로는 우주의 끝에 반사되어 돌아온 빛이 없기 때문이다.
뉴턴 운동 법칙
뉴턴의 법칙들은 200년이 넘게 실험과 관측을 통해 입증되어 왔다. 이 법칙들은 인류의 척도(10~10m의 길이에서 0~10m/s의 속도를 갖는 척도)에서 일어나는 운동학을, 관측 결과보다 더욱 정확하게 설명해 주고 있다. 즉, 대략 모든 속도들이 빛의 속도의 1/3 이하라면 뉴턴의 법칙은 대부분의 경우 그 오차를 무시할 수 있는 정도로 정확하다.
현대물리학
이러한 이론에 기반해 있던 당시에 두가지 중대한 문제가 있었는데, 먼저 1851년에 프랑스의 피조는 움직이는 유체를 통과하는 빛의 속도가 뉴턴 역학에서의 속도 합성 공식과 합치하지 아니한다는 사실을 발견했다. 뉴턴 역학에서는 속도 formula_1로 일정하게 움직이는 기차에 탄 사람이 기차에 탄 사람이 기차에 대해 다시 속도 formula_9로 움직일 경우 정지한 관찰자가 볼 때 이사람의 속도는 formula_10로 나타난다. 그런데 피조의 실험에서는 속도 formula_1로 움직이는 유체 속에서 진행하는 빛의 속도가 정지한 관찰자에 대해 formula_12가 아니라 formula_13였던 것이다.
레옹 푸코
1844년 이후 그는 과학 교과서와 신문의 과학 기사 등을 써서 생계를 유지했다. 그러다가 그는 피조와 함께 다양한 빛의 강도에 대한 공동 연구를 시작했다. 아크 램프의 탄소, 산수소 취관의 석회, 태양광 등을 적외선 방사에 의한 간섭, 색 편광, 경로의 길이에 따른 분광 등을 이용하는 것이 당시에 그들이 사용했던 연구 방법이었다. 그리고 1845년에 다게레오 타입의 은판 사진술을 이용해 태양의 자세한 사진을 찍는 데에 성공했다. 그러다가 1847년에 태양광이 간섭을 일으키는 파동의 성격을 가지고 있다는 사실을 발견하고, 빛의 속도를 측정할 수 있는 장치의 개발을 지휘했다. 그 결과 피조-푸코 장치를 만들었고, 그것을 이용해 1850년 피조-푸코 실험으로 알려진 빛의 속도를 측정하는 실험을 진행하였다. 이 실험을 통해 물속에서의 빛의 속도를 측정하여 그것이 공기 중에서보다 늦다는 것, 즉 빛의 속도는 매질에 따라 달라진다는 것을 실증하였고 이를 토대로 빛의 파동설을 확립하였다. 하지만 이 이후에는 피조와 결별하고 각자 독립적인 연구를 이어나갔다.
리프먼-슈윙거 방정식
빛의 속도보다 매우 느린 입자의 경우 formula_1은 다음과 같다.
이에 해당하는 그린 함수 formula_26는 경로적분법을 통해 다음과 같이 계산할 수 있다.
세계선
이것은 t = 4에서 특히 명백하다. 이때는 적색 여행자가 세 단위의 거리를 움직이고 빛의 파동은 네 단위의 거리를 여행한 시점이다. 동일한 논리로, 녹색 여행자('유령'이라고 불리는)는 광속의 두 배로 여행하고 있어야 한다고 결론 내릴 수 있다. 파동치는 하늘색 세계선도 있다. 이것은 다양한 속도로 여기저기 움직이는 여행자를 묘사한다. 즉 이 여행자는 그림에서 보는 것처럼 가속과 감속을 병행한다. 이 여행자는 각각 주어진 순간마다 바로 그 순간에 곡섭의 접선(tangent)기울기로 결정되는 속도를 지닌다. 공간 축과 일치하는 화살표는 1초도 걸리지 않고 수십만 km를 여행하는 사람의 세계선을 나타낸 것과 같다. 그것은 무한대의 속도이다. 마지막으로 이 그림에는 표시되어 있지 않지만 만일 공간 축 아래로 내려가는 세계선이 있다면 이 여행자는 시간을 거슬러 나아가는 것처럼 보일 것이다. 그와 같은 여행을 한다면, 그 여행자는 과거의 자기 자신과 다시 만날 수 있을 것이다. 이처럼 세계선은 여행자의 운동 역사를 정확하게 설명해준다.민코프스키 시공간에서 빛원뿔의 안쪽으로 빛보다 느린 모든 물체의 세계선이 이에 해당한다.
광년
다른 정밀한 수치들은 일관된 IAU 계를 바탕으로 도출되지 않았다. 일부 최근의 자료에서 볼 수 있는 값인 9.460536207 x 10 미터는 365.2425일 (31,556,952초)로 이뤄진 그레고리년과, 정의된 빛의 속도(299,792,458 m/s)를 바탕으로 나온 값이다.
속도
속도란 움직이는 물체의 위치가 변하는 정도를 나타내는 물리량이므로, 시간간격 formula_1동안 위치가 변한 정도 formula_2의 비로 정의할 수 있다. 이렇게 정의한 속도를 평균속도라고 한다. 평균속도 formula_3는 다음과 같이 수식으로 표현할 수 있다.
체렌코프 효과
입자의 속도와 빛의 속도 사이의 비율을 formula_8로 정의하도록 하겠다. 방출 된 광파(파란색 화살표)는 formula_9의 속도로 이동한다.
빛의 속력
여기서 "c"는 진공에서의 빛의 속도이며, 299 792 458 m/s 라는 값을 갖는다. "v"는 매질 속에서의 빛의 속도를 의미한다. 빛의 속도는 진공에서 가장 빠르기 때문에 "n"은 항상 1보다 큰 숫자라는 것을 알 수 있다. 이 식으로부터 굴절률이 클수록 매질에서의 속도는 작으며, 굴절률이 작을수록 매질에서의 속도는 커진다는 것을 알 수 있다.
신속도
신속도 formula_1는 다음과 같이 속력 formula_2의 쌍곡각이다.
여기서, "c"는 빛의 속력이다. formula_2가 빛의 속력에 비하여 매우 작으면
이어, 둘이 대략 비례하게 된다. 하지만 formula_2가 빛의 속력에 가까우면
가 되어, 더 이상 비례하지 않는다. formula_8인 극한에는 formula_9인 것을 알 수 있다.
셔터 속도
셔터 속도는 초 단위로 측정한다. 사진술의 일반 셔터 속도는 1초에 1/125를 사용한다. 셔터 속도는 노출뿐 아니라 사진의 움직임을 바꿀 수 있다. 매우 짧은 셔터 속도는 빠르게 움직이는 물체를 멈추게 할 때 쓰인다. 이를테면 스포츠 행사 등에 쓰면 효과적이다. 매우 긴 셔터 속도는 예술적인 효과를 위해 움직이는 물체에 고의적으로 블러 효과를 사용하는 데 쓰인다.
운동 에너지
물체의 정지 질량을 formula_4, formula_38와 formula_5를 각각 속도와 속력, formula_40를 진공에서의 빛의 속력이라고 한다면 선형 운동량은
빛의 속력
1676년 올레 뢰머는 첫 번째로 빛의 속도를 정성적인 측정값으로 구했다. 뢰머는 덴마크 천문학자로서 천문학적 방법을 사용해서 빛의 속도를 측정하였다. 그는 목성의 위성 중 ‘이오’가 식(목성의 그림자에 의해 가려지는 현상)이 발생할 때, 지구가 공전궤도에서 가까이 있을 때가 멀리 있을 때보다 22분 빨리 나타난다는 것을 관측했다. 지구에서 봤을 때, 이오의 식은 두 가지 방법으로 관측이 가능한데, 이오가 보이다가 안 보일 때, 이오가 목성의 그림자 안으로 들어갈 때가 immersion, 이오가 안 보이다가 보일 때, 이오가 목성의 그림자에서 나올 때가 emergence인데, 지구에서는 목성이 가로막기 때문에 동일한 식의 immersion과 emergence를 동시에 볼 수 없다. 충의 위치에서는 둘 중 어느 것도 보지 못 한다. 목성이 충의 위치에 있을 때부터 4달이 지난 후(L부터 K까지)부터는 이오의 emergence를 볼 수 있고, 충의 위치에서 4달 전(F부터 G까지)는 이오의 immersion을 볼 수 있다. 이 시기가 아닌 5~6달은 식을 관찰할 수 없는데, 지구와 목성이 적절한 위치에 있더라도 지구의 어떤 지역에서는 이오의 식을 볼 수 없다. 이를 통해 그는 빛이 유한한 속도로 이동한다고 결론내릴 수 있었고, 빛이 지구 궤도의 지름을 가로지르는 데 22분(실제로는 16분 36초)이 걸린다는 것을 측정했다. 뢰머는 규모의 비교 증명(빛의 속력이 ‘지구 지름/1초’보다 훨씬 크다고 결론)과 누적 효과(빛의 유한한 속도의 영향이 많은 관측들을 통해 늘어날 것; 프랑스 과학 아카데미에서 발표) 등을 이용해서 이것이 빛이 지구에 오는 동안 지구가 공전하여 생기는 거리(지구가 목성과 가까워 질 때의 거리와 멀어질 때의 거리 차이)의 차이 때문이라고 예측하고 여러 번의 시행착오와 관측 결과를 이용하여 빛의 속력을 약 212 000 km/s으로 측정하였다. 뢰머는 자신의 방법을 공식적으로 서술한 적이 없지만, 그의 계산은 ‘지식인의 잡지’의 뉴스보도와 1676년 8월 22일 카시니의 발표로 알 수 있다. 이 값은 오늘날의 측정값인 2.997925*10^8 m/s와 비교하였을 때 오차(약 26%)가 상당하지만, 최초로 빛의 속력을 정밀하게 측정했다는 것에 큰 의의를 가진다.
뢰머가 쓴 논문들은 1728년 코펜하겐에서 불이 났을 때 대부분 없어졌지만, 1668년부터 1768년까지 발생한 60번의 이오 식의 관측결과를 담고 있는 한 개의 논문은 불타지 않았다. 뢰머는 1677년 9월 30일에 1671년부터 1673년의 관측 자료가 그의 계산의 기초를 만들었다고 하위헌스에게 편지를 썼다. 하위헌스의 Opticks(1704) 책을 보면 아이작 뉴턴이 뢰머의 빛의 속력 계산값을 기록했고, 태양으로부터 지구까지 빛이 이동하는 데 “7~8분”이 걸린다고 했다. 뉴턴은 뢰머의 식 현상의 그림자가 색을 띤다는 것에 대해 의문을 가졌고, 다른 색의 빛이 같은 속도로 이동한다고 결론지었다.
1729년에 제임스 브래들리는 광행차를 발견했다. 광행차는 떨어진 광원으로부터 빛이 도달할 때, 빛의 속도의 벡터 가법과 관측자로부터의 속도로 인해서 생긴다. 따라서 움직이는 관측자는 빛이 약간 다른 방향에서 오는 것처럼 보게 되고, 결과적으로 광원이 원래의 자리로부터 옮겨진 것처럼 생각하게 되는 것이다. 지구가 태양을 계속해서 돌 때 지구의 속도 방향 또한 바뀌므로 이 효과는 별의 방향이 바뀌는 것처럼 보이게 한다. 별의 각도차로 인해서(최대 20.5각초) 태양을 도는 지구의 속도를 빛의 속도로 나타내는 것이 가능한 것이다. 이미 알려진 태양에서 지구까지의 거리를 시간으로 바꿔서 풀면 된다. 효과로부터 그는 빛이 지구가 그 궤도 안에서 움직이는 것보다 10,210배 빨리, 또는 동등하게 태양부터 지구까지 이동하는 데 8분 12초가 걸리게 이동한다고 하였다.
빛의 속력
푸코는 피조의 두 정지거울로 된 실험을 토대로 이 장치를 구상하였다. 이 때 피조의 빛의 속도 값은 5% 정도 더 높았다고 한다. 물 속에서 빛의 속도를 측정한 피조의 실험에서 빛이 공기에서보다 물 속에서 더 느리다는 결과가 나오자 그의 업적은 아이작 뉴턴의 입자설을 완전히 망쳐놓게 되었다.
빛의 속력
19세기 무렵 이폴리트 피조는 지구에서의 비행시간 측정- 기간 발사체가 공기 중에 떠 있는 시간을 말하는 용어- 땅에서 발사된 입자의 초기속도를 formula_17 라고 하고, 아래쪽을 향한 가속도를 formula_18, 발사체의 발사각도를 formula_19 라고 할 때
상대적 실재
만일 빛의 속도가 절대적인 양이라면, 관측자의 입장에서 ‘모든 방향으로 빛의 속도가 동일하게 보이는’ 특별한 ‘정지 상태’라는 것이 존재하게 된다.
빛의 속력
위의 두 식을 통해 파장이 긴 빛일수록 굴절률이 작으며, 매질에서의 속도가 빠르다는 것을 알 수 있다. 빨간색 빛의 굴절률을 formula_60, 파란색 빛의 굴절률을 formula_61라고 하자. 파장이 긴 빛일수록 굴절률이 작기 때문에, formula_62이다. 따라서, 식 (1)에 의해 다음과 같은 수식이 성립한다.
레이턴시
레이턴시()는 자극과 반응 사이의 시간이며, 더 일반적인 관점에서는 관찰되는 시스템에서의 어떠한 물리적 변화에 대한 원인과 결과 간의 지연 시간이다. 레이턴시는 물리적 상호작용이 추진할 수 있는, 물리적으로 제한된 속도의 결과라고 할 수 있다. 속도는 늘 빛의 속력 보다 낮거나 동등하다.
올레 뢰머
뢰머는 빛의 속도는 지구의 지름에 해당하는 거리를 1초보다 훨씬 적은 시간에 지날 수 있을 정도로 빠르다는 규모의 비교 증명으로 추론을 시작한다.
절기
태양이 황도상을 진행하는 속도는 일평균 0.9856°이며, 태양의 겉보기 지름은 약 32'이므로 하루에 지름의 두 배 가까이 움직이는 셈이 된다. 더욱이 이 속도는 일정하지 않으며, 1월 초가 가장 빠르고, 7월 초가 가장 느리며, 그 속도는 평균치에서 약 3% 정도 달라진다. 속도가 일정하지 않은 이유는 케플러 법칙 때문이다.
시간
시각은 하늘을 보는 사람의 자오선을 기준으로 하여 측정하므로 보는 장소가 다르면 시각의 값이 달라진다. 영국의 그리니치를 통과하는 자오선으로 측정한 평균 태양시를 특히 세계시라고 부른다. 지구가 일정한 속도로 자전하고 있다면 평균 태양의 시간 각도로 결정되는 태양시의 연평균이 일정할 것이므로 평균 태양시의 정오(12시)부터 다음의 정오까지의 간격을 1평균 태양일로 하고, 이를 24시간으로 나누면 시·분·초의 시간을 정의할 수 있다. 그러나 실제로는 지구의 자전 속도는 일정하지 않다. 바닷물의 밀물과 썰물 때에 해저에서 마찰이 생기며, 이 마찰이 원인이 되어 자전 속도는 차츰 느려진다. 또한 불규칙, 돌발적인 속도의 변동도 있다. 따라서 평균 태양시로 시각을 정하는 데에 문제는 없지만, 그 시각의 간격(예를 들면 평균 태양일)으로 시간을 정의할 수는 없는 것이다. 시간의 단위인 초는 원자의 진동으로 정의된다. 세슘 원자시계로 실현되는 일정하고도 불변하는 길이의 초를 1초, 1초 더하여 가면 하나의 연속된 시간의 흐름이 형성된다. 이와 같이 해서 만들어진 시각이 세계시와 0.95초 이상 차이가 나지 않도록 한다. 만약 이 한도 이상으로 차이가 날 염려가 있을 때에는 1초를 더하거나 뺀다. 이러한 1초를 윤초라고 부른다. 이와 같이 해서 각국은 표준시를 정해놓고 있는데 이를 협정 세계시라고 부른다. 윤초는 UTC를 기준으로 6월 30일 또는 12월 31일의 23시 59분 59초 다음에 23시 59분 60초로 가산하고, 다음이 다음 날 0시 0분 0초가 된다. 한국 표준시를 기준으로 하면 1월 1일 또는 7월 1일의 오전 8시 59분 59초의 다음에 8시 59분 60초로 가산하고, 다음이 오전 9시 0분 0초가 된다.
소리
음파의 속도(음속)는 직선 거리를 알고 있는 두 점 사이에서 전달되는 시간을 재면 구할 수 있다. 빛의 속도는 음속보다 훨씬 빠르기 때문에 한쪽 점에서 발사한 신호용 권총의 연기를 다른 한쪽에서 보고 소리가 들릴 때까지의 시간을 재면 된다. 또는 음파의 반사를 이용해서 재는 방법도 있다. 커다란 건물을 향해 일정한 시간 간격으로 딱딱이를 치면서 건물에서 멀어지면 딱딱이에서 직접 들리는 소리와 건물에 반사해서 소리가 똑같이 들리는 위치를 발견할 수 있다. 이 때의 위치에서 건물까지의 거리의 2배를 딱딱이를 치는 시간 간격으로 나누면 음속을 구할 수 있다.
타키온
상대성이론에서 타키온은 공간꼴 사차원 운동량과 허수 고유시간을 갖는다. 타키온은 에너지-운동량 도표에서 공간꼴 속성을 갖기 때문에 빛보다 느린 속도로 떨어질 수 없다. 설사 타키온을 통상적인 국소화가 가능한 입자로 여긴다고 하더라도 특수상대성이론의 인과율을 위배하지는 않으며 빛보다 빠른 정보의 전송을 허용하는 것은 아니다. 이론적으로 만약 타키온이 존재한다면 질량은 허수가 될 것으로 추정하고 있다. 또한 에너지를 얻을수록 속도가 느려진다. 그러므로 에너지가 가장 클 때는 빛의 속도가 되며, 에너지를 모두 잃어 허수가 된다면 그 속도는 이론상 무한대가 된다.
체렌코프 효과
이때 말하는 빛의 속도는 빛의 군속도가 아닌 위상 속도이다. 위상 속도는 주기적으로 매질을 사용함으로써 극적으로 바꿀 수 있으며, 이 경우에는 최소 입자 속도에 도달하지 않더라도 체렌코프 효과를 관찰할 수 있다(이것은 스미스-퍼셀 효과로 알려져 있다). 광자 결정등의 복잡하고 주기적인 매질에서는 역방향 방사선과 같은 특이하고 다양한 체렌코프 효과의 모습을 관찰할 수 있다. (일반적으로 체렌코프 효과는 입자 속도의 예각 방향으로 방사됨)
속도
위 식에서 빛의 속도 c는 매우 큰 값이기 때문에 A와 B의 속도가 충분히 느릴 경우 formula_15는 0에 접근하게 되고 그 결과 상대속도는 고전물리학의 계산과 같아지게 된다.
마이컬슨-몰리 실험
지구가 공전궤도를 빛의 속도의 10,000분의 1의 속력으로 운동하므로, 측정된 빛의 속력의 차는 꽤 작을 것으로 예상되었다. 1800년 대 중반에 일부 물리학자들이 빛의 속도 차를 측정하려고 시도하였지만, 이 작은 물리량을 측정하기에 요구되는 정교함을 가진 실험 장치가 없었다. 예를 들어 피조-푸코(Fizeau-Foucault) 장치는 빛의 속력을 5%의 오차범위 내에서 측정할 수 있지만, 이는 에테르 바람을 측정하기에는 정확도가 많이 부족하였다.
언루 효과
진공 속에서 고유 가속도(, 사차원 속도의 고유 시간에 대한 도함수의 공간 성분) formula_1로 가속하는 관찰자는 다음과 같은 온도 formula_2의 흑체 복사를 관찰하게 된다.
여기서 formula_4는 볼츠만 상수이고, formula_5는 디랙 상수, formula_6는 빛의 속도다. 이 온도를 언루 온도()라고 하며, 이 효과를 언루 효과라고 한다.
올레 뢰머
그 후 뢰머는 똑같은 논리를 첫 번째 구(점 G)(지구가 목성을 따라서 움직일 때)에도 응용하였다. 점F에서의 immersion과 점G에서의 그 다음 immersion 사이의 시간차는 실제 이오의 주기보다 3.5 분 짧아야만 한다. 따라서, 첫 번째 구에서 측정된 이오의 주기와 두 번째 구에서의 그것은 7분의 차이가 있어야 한다. 실제론 시간 차가 없었기에, 뢰머는 빛의 속도가 '지구 지름/1초'보다 훨씬 크다고 결론내렸다.
미터
미터(, , , ; 기호 m)는 길이나 거리의 SI 단위이다. 이 단위는 현재 진공에서 빛이 1/299,792,458초 동안 진행한 거리로 정의되어 있다. 이러한 정의는 최근에 측정 기술이 길이와 단위를 매우 높은 정확도로 재현할 수 있게 되면서 제안된 것으로, 시간의 경우에는 10의 정확도로 재현할 수 있다.
올레 뢰머
파리 시에서 그는 1675년부터 목성에 의한 위성의 식을 관측하여 식에 걸리는 시간이 지구가 목성과 가까워 질 때는 이론치에 비해 짧고 지구가 목성과 멀어질 때는 길어진다는 사실을 알게 되었다. 그는 이 현상이 빛의 속도가 유한하기 때문이라고 생각하고, 빛의 속도를 계산하여 1676년에 이를 논문으로 발표하였다. 그의 관측에 따르면 지구와 목성이 충의 위치에 있을 때 목성과 목성의 위성 이오의 식이 일어나는 시간은 이론치에 비해 11분 늦어졌고, 합의 위치에 있을 경우 11분 빨라졌다. 따라서 빛이 지구 궤도의 지름을 통과하는 데 22분이 걸린다는 결론을 내렸으며, 이를 통해서 빛의 속도를 계산할 수 있었다.
속도
속도(速度, )는 어떠한 물체의 위치 변화를 뜻하는 변위를 변화가 일어난 시간 간격으로 나눈 값이다. 변위는 방향과 크기를 갖는 벡터이기 때문에 속도 역시 벡터이다. 단위 시간당 변위의 비로 나타낼 수 있다. 국제단위계에서는 미터 매 초(m/s, 초속 미터)를 사용하며, 일상에서는 킬로미터 매 시간(km/h, 시속 킬로미터)도 자주 쓰인다. 기호로는 주로 v를 사용한다.
광년
위의 거리값은 모두 정확히 365.25일(정확히 1일 당 86,400SI초, 총 31,557,600초) 로 구성된 1 율리우스년에 기준하고 빛의 속도를 299,792,458 m/s 로 정의하는 IAU 1976 개정 천문 상수계에 기반하며, 1984년부터 사용되었다. 천문 단위의 DE405 값인 149,597,870,691m 는, 천문 단위에서의 광년과 파섹의 계산에 쓰인다.
광분
광분(光分, light-minute)은 길이의 단위이다. 1광분은 빛이 완전한 진공 속을 1분 동안 나아가는 거리로, 구체적인 값은 17,987,547,480미터(약 18Gm)이다. 광분은 광초에 기반하여 산출되는 값이기 때문에 앞의 값은 정확하다.
상대적 실재
빛의 속도가 일상적인 물체의 속도와 비교가 안 될 정도로 빠르기 때문이다. 시간 단위로 ‘초’를 사용하고 길이의 단위로 미터를 사용하는 단위계에서 빛의 속도 c는 c=299,792,458미터/초 이다.
레옹 푸코
푸코와 피조는 공동으로 빛의 속도 측정 장치의 개발을 시도했다. 당시 빛의 파동설 과 입자설이 대립하고 있었지만, 프랑소와 아라고는 공기 중의 광속과 수중의 광속을 비교하면 어느 설이 맞는지 알 수 있다고 주장했다. 즉, 공기 중의 광속이 크면 파동설이, 수중의 광속이 크면 입자설이 옳다고 생각했다. 따라서 푸코와 피조는 광속의 측정을 통해 빛의 정체를 밝히려고 시도한 것이다. 그들이 개발한 장치는 회전하는 거울을 이용하여 광속을 측정하는 장치로 프랑소와 아라고가 고안한 것이었다.
상대 속도
예를 들면 도로와 평행한 선로 위를 시속 40km로 달리고 있는 자동차를 같은 방향으로 같은 속도로 달리고 있는 열차에서는 정지되어 있는 것처럼 보인다. 즉, 상대 속도는 0이다. 열차가 시속 30km라면 자동차는 10km/h로 열차가 시속 50km라면 자동차는 10km/h로 열차와 반대 방향으로 달리는 것처럼 보인다.  이 예로 알 수 있듯이 운동하고 있는 관측자가 다른 운동을 볼 때에는 자기의 속도와 상대방의 속도에 각각 자기의 속도와 크기가 같고, 방향이 반대인 마이너스의 속도를 더하면 자기는 정지한 상태가 되고 상대방은 상대 속도를 나타나게 된다. 이 관계는 임의의 방향으로 운동하고 있는 두 물체의 상대 속도를 구하는 경우에도 적용된다.
탈출 속도
보다 형식적으로 정의한다면, 탈출 속도는 중력장 내에 위치한 초기 위치로부터, 무한대의 거리로 물체를 이동시키고 또한 최종 속도가 0이 되도록 하는 초기 속도를 의미한다. 반대로 말해서, 무한대의 거리의 초기 속도 0인 물체가 단지 중력에 의해서 끌어당겨져서 어떤 위치까지 이동했을 때의 속도가 바로 그 위치에서의 탈출 속도가 된다. 일반적인 행성이나 위성에 대해 탈출 속도를 언급할 때는, 표면을 초기 위치로 가정한다. 지표면에서의 탈출 속도는 대략 11.2 km/s(마하 34)정도이다. 하지만 고도 9,000 km에서는 대략 7.1 km/s 이하이다.
불변 질량
광자와 같은 빛의 속도로 움직이는 입자의 경우, formula_11이므로 그 불변 질량은 항상 0이다. 반면 그 상대론적 질량은 (에너지에 비례하므로) 일반적으로 0이 아니다.
체렌코프 효과
전기역학에 따르면, 진공 상태에서의 빛의 속도는 보편적인 상수("c")를 갖는다. 하지만 빛이 타 매질 내에서 전파되는 속도는 "c"보다 상당히 낮을 수 있다. 실제 예를 들자면, 물속에서의 빛 전파 속도는 0.75c에 불과하다. 물질은 핵반응을 통해, 또는 입자 가속기 속에서 이 이상으로 가속할 수 있다. (하지만 여전히 "c" 미만의 속도를 가짐) 체렌코프 효과는 대전 입자, 그 중에서도 가장 일반적으로 전자가 그 매질에서의 광속보다 더 빠른 속도로 유전체 (전기학상으로 분극 가능한) 매질을 통과할 때 생긴다.
겉보기힘
물체의 속도란 관찰하는 사람이 보는 상대 속도이지 물체가 지닌 진짜 속도가 따로 존재하는 것은 아니다. 동일한 물체라도 누가 관찰하느냐에 따라 속도가 다르게 관찰된다. 달리고 있는 기차를 지상에 서 있는 사람이 관찰하면 시속 100km이다. 그러나 똑같은 기차를 오토바이를 타고 시속 30km로 쫓아가면서 관찰하면 이 관찰자에게 기차는 시속 70km로 달리게 된다. 또 기차와 반대방향으로 시속 30km로 달리는 오토바이에서 기차의 속력을 측정하면 시속 130km가 된다. 이것이 상대 속도인데, 이 중에서 어느 속도가 기차의 진짜 속도이냐는 질문에 답변할 수가 없다. 진짜 속도라는 것은 존재하지 않으며 모든 속도는 누가 관찰했는지를 명시한 상대 속도로 표현되어야 한다.
빛의 속력
두 번째 가정은 빛의 속력의 불변의 원리이다. 빛의 속력은 관성좌표계와 파원의 움직임과 관계없이 모든 관성좌표계에서 동일한 값(c = formula_15 m/s)을 갖는다. 이 두 개의 가정을 바탕으로 하여 특수 상대성 이론은 반직관적이고 실험적으로 확인되는 예측을 가진다. 
이는 시간지연과 길이수축을 포함한다. 시간 지연이란 움직임을 가지는 기준계에서의 시계는 시계에 대해 정지하고 있는 관찰자가 측정한 시간은 고유 시간보다 천천히 간다는 것이다. 길이 역시 기준계에 대해 다르게 측정된다. 길이 수축이라는 것은 움직이는 기준계의 관찰자가 측정한 물체의 길이는 고유길이보다 짧다는 것이다. 고유길이란 고유 시간과 같이 그 물체에 대해 정지해 있는 관찰자가 측정한 길이를 말한다.
전자 회절
formula_11 는 빛의 속도이다.
렌즈 밝기
렌즈 밝기 또는 렌즈 속도()는 렌즈의 최소 조리개 f 값과 관련된 렌즈의 특성이다. 렌즈의 밝기는 최소 조리개 f 값(최대 조리개 개방)을 말한다.
은하
1970년대에는 베라 루빈()에 의해 수소선의 관측에서 얻은 은하의 회전속도가 은하의 바깥쪽 부근에서도 늦춰지지 않는다는 것이 밝혀 졌다.
이로써 은하의 회전속도 곡선을 은하에 있는 별이나 가스같은 물질 만으로는 설명할 수 없으므로 다른 물질이 필요하다는 사실이 알려졌다. 이렇게 "빛을 내지 않지만 질량을 가진 물질"을 암흑 물질이라고 한다. 암흑 물질의 정체에 대해서는 다양한 설이 있지만, 아직 명확히 밝혀지지 않고 있으며, 현대 물리학 및 천문학이 풀어야 할 가장 중요한 문제 중의 하나로 남아 있다.
플랑크 시간
물리학적으로 플랑크 길이보다 짧은 길이는 의미가 없다. 물체의 속도도 아인슈타인의 상대성이론에 따라 빛의 속도 이내로 제한된다.
항성운동학
초고속별("Hypervelocity star", 항성 목록에서 HVS 또는 HV로 표기)은 은하에서 일반적인 분포를 띠는 별에 대한 속도와 상당히 다른 속도로 운동하는 별이다. 이러한 별들은 속도가 아주 크기 때문에 은하의 탈출 속도를 넘어선다. 우리 은하에 있는 평범한 별들의 속도가 대략 100 km/s인 반면, (특히 대부분의 초고속별이 만들어지는 곳으로 여겨지는 우리 은하 중심 근처에 있는)초고속별의 속도는 약 1,000 km/s이다.
시간지연
아인슈타인은 ‘빛은 (전자기) 파동’임을 입증했던 영국의 물리학자이자 수학자인 제임스 클러크 맥스웰(James Clerk Maxwell)의 길을 따라 생각 실험을 이어갔는데, 그 과정에서 광속으로 빛을 쫓아가보니 빛은 파동성을 잃는다는 딜레마에 빠지게 된다. ‘광속 불변의 원리’(초속 30만km)와 빛이 파동이라는 전제는 이미 입증된 사실이었다. 그는 뉴턴 고전 역학의 속도 개념을 뿌리부터 재해석해 들어간다. 시속 100km로 달리는 기차 안에서 새가 같은 방향으로 시속 10km로 난다고 했을 때, 고전적 계산법을 따르면 새의 속도는 100+10, 곧 시속 110km가 된다.
빛의 속력
1856년, 빌헬름 베버와 루돌프 콜라우시는 레이덴 병을 방전하면서 전자기와 정전기적 전하의 단위의 비formula_35를 구하였다. 그리고는 그것이 피조가 측정한 빛의 속도와 매우 비슷하다는 것을 깨달았다. 이듬해, 구스타프 키르히호프는 저항이 없는 전선을 타고 흐르는 전기신호의 속도를 측정하였다.
헤비사이드-로런츠 단위계
여기서 formula_3는 빛의 속도다.
화가자리 베타
화가자리 베타의 자전 속도는 최소 초당 130 킬로미터는 된다. 이 값은 시선 속도를 이용하여 도출한 것으로 실제 자전 속도의 하한선이다. 측정된 값은 v sin(i)인데 여기서 i는 시선방향에 대한 항성 자전축의 경사각이다. 만약 화가자리 베타가 지구에 대해 적도면을 정면으로 보이고 있다면(이는 별주위 원반이 우리 눈과 이루는 각도가 거의 평행함을 고려하면 합리적인 가정이다.) 베타의 자전 주기는 16 시간으로 우리 태양에 비해 엄청나게 빠른 속도이다.(태양은 609.12 시간임)
시간지연
모든 관성기준계에서의 빛의 속도는 동일하다는 것을 받아들이기 쉽지 않다. 이를 알기 위해서는 ‘길이 수축’ 현상과 ‘시간 지연’ 현상에 대한 개념이 뒷받침 되어야 한다. 움직이는 물체의 길이가 정지해있는 물체의 길이보다 짧은 것처럼 보이는 것과 움직이는 시계가 정지한 시계보다 느리게 가는 것처럼 보이는 현상을 의미하는 것인데, 이 두 현상이 어떤 상대적 운동에 대해서 정확히 상쇄되기 때문에 누구나 정확히 같은 빛 속도를 측정하게 된다.
엘렉트라 (항성)
관측값으로 나오는 자전 속도는 초당 181 킬로미터로 빠르게 자전하는 축에 든다. 다만 이는 지구에서 관측하는 각도에서의 속도로 엘렉트라 별 극점의 궤도경사각은 46.8° ± 1.6 도이다. 여기에서 계산한 실제 자전속도는 초당 320 ± 18 킬로미터이다. 빠르게 자전하기 때문에 별의 양극 부분은 평평해지고 적도 부분이 부풀어올라 있다. 이로 인해 위도에 따라 복사 에너지량이 달라져서 표면 온도가 지역별로 차이가 나게 되며 이를 중력감광 현상이라고 한다. 이처럼 빠른 자전 속도로 중심핵에 가해지는 압력이 약해지며 그만큼 에너지를 덜 발산하게 되고 별의 수명은 천천히 돌 때에 비해 길어진다.
앨버트 에이브러햄 마이컬슨
앨버트 에이브러햄 마이컬슨(Albert Abraham Michelson, 1852년 12월 9일 - 1931년 5월 9일)은 폴란드계 미국인 물리학자이다. 빛의 속도와 에테르에 관한 업적을 남겼다.
시간 여행
아주 빨리 달리기만 한다면 시간 여행을 조금이나마 맛볼 수 있다. 자신의 시간을 0.5초만큼 연장시키려면 200,000km/s 로는 달려야 할 것이다. 다만, 아인슈타인의 상대성이론에서는 빛보다 빠른 속도를 허용하지 않는다는 점이 속도변화로의 시간여행의 한계다.
미분
어떤 물체의 시간에 따른 변위 formula_1가 주어졌을 때, 시간 formula_2 동안의 평균 속도 formula_3는 이동한 거리와 소모한 시간의 비이며, 식을 써서 나타내면 다음과 같다.
등속 운동의 경우 각 시점의 빠르기는 서로 같으며, 이는 아무 부분의 평균 속도와도 같다. 하지만, 일반적인 물체의 운동은 변속 운동이므로, 빠르기가 시간에 따라 변화한다. 이 경우 평균 속도는 각 시점의 빠르기를 정확하게 반영하지 못하므로, 순간 속도라는 개념이 필요하게 된다. 평균 속도를 구하는 과정의 시간 formula_5가 짧아질수록 평균 속도가 순간 속도와 가까워진다는 점에 주의하여, 순간 속도를 평균 속도의 formula_6일 때의 극한으로 정의할 수 있으며, 식을 써서 나타내면 다음과 같다.
일반적인 함수에 대하여, 미분은 그 함수의 변화량과 독립 변수의 변화량의 비가, 변화량이 0에 가까워질 때 갖는 극한으로 정의된다. 이에 따라, 순간 속도 formula_8는 변위 formula_9의 (시간 formula_10에 대한) 미분이며, 이를
또는
와 같이 표기할 수 있다.
빛
빛은 인간의 눈에 보이는 보통 전자기 방사선을 알아내기 위한 복사 에너지이고, 시각을 담당한다. 가시광선은 일반적으로 700 나노 미터, 400 나노 미터(㎚), 또는 400×10^-9m 범위의 파장을 갖는 것으로 정의된다. 이 숫자는 인간의 시각의 절대 한계를 나타내지 않지만, 대략적인 범위에서 대부분 사람들이 대부분의 상황 안에서 잘 볼 수 있다. 가시광선은 크게 380-800nm 좁게는 420-680nm로 정의한다. 이상적인 실험실 조건에서, 사람들은 적어도 1050nm 까지의 적외선을 볼 수 있다. ​​어린이와 젊은 성인은 약 310-313nm 아래로 자외선을 볼 수 있다. 가시광선의 기본 특성은 강도, 전파 방향, 주파수 또는 파장 스펙트럼, 편광이다. 빛은 진공에서 속도가 초당 299,792,458m 이고 자연의 기본 상수 중 하나이다. 가시 광선은 전자기 방사 (EMR)의 모든 유형으로, 실험적으로 항상 진공 상태에서 위의 이동속도를 찾을 수 있다. EMR의 모든 유형의 공통점, 가시 광선이 방출되는 광자라는 작은 "패킷"에 흡수하고, 파동과 입자 모두의 특성을 나타낸다. 이 속성은 파동 입자 이중성이라고 한다. 광학으로 알려진 빛의 연구는 현대 물리학에서 중요한 연구 분야다. 물리학에서, 빛은 때때로 어떤 파장의 전자기 복사선 가시적인지 여부를 의미한다. 이 글은 가시 광선에 초점을 맞추고 있다. 일반적인 용어에 대한 전자기 방사선 문서를 참고하라.
우리가 사물을 볼 수 있는 것은 빛 때문이다. 우리 주위에서 쉽게 볼 수 있는 태양이나 불빛은 그 자체가 빛의 원천(광원)이다. 광원이 아닌 다른 사물에서 산란되어 우리가 볼 수 있는 것은 광원에서 나온 빛이 그 사물에서 산란되어 우리 눈에 달기 때문이다. 광원은 자여광과 인조광으로 나눌 수 있다. 자연광은 우리가 조절할 수 없는 광원에서 나온다. 이러한 광원에는 태양과 별이 있다. 인조광은 우리가 조절할 수 있는 광원에서 나온다.
운동 에너지
이다. 이 공식에 의하면 물체를 정지 상태에서 빛의 속도에 가깝도록 가속할 때 필요한 일의 양이 무한대에 가까워지는 것을 알 수 있다. 따라서 물체를 빛의 속도 보다 빠르게 가속시키는 것은 불가능하다.
빛의 속력
빛이 통과하는 매질의 종류에 따라 굴절의 정도가 다르다. 이를 객관적으로 나타낸 수치를 굴절률로 정의하고, "n"이라는 기호로 표시한다. 굴절률은 매질에서의 광속에 대한 진공에서의 광속의 비율로 정의된다.