基本介紹
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光速的天文測定
人們常常把天文學單純理解為把已有的物理定律用以解釋觀測到的天文 現象。其實，由於天體所處的各種奇特狀態提供了大量地面上無法實現的物理狀態，因此，大量的天文觀測結果實際上為建立新的物理定律提供了觀測事實，如牛頓的萬有引力公式的建立就是依據的克卜勒關於行星運動的三定律。與相對論的建立有關的光行差現象也是首先在天文觀測中發現的。現代物理學中的一個重要常數，光速，也是在1676年，由法國天文學家羅默從對木衛一的觀測中得到的。從對光傳播所作的一切觀測中知道，光速是十分巨大的。伽里略試圖用燈光信號來測量這個速度，但沒有成功，因為光通過地面上的距離只用極短的時間。因此要想成功地進行這種測量，只有利用天文空間中天體之間的巨大距離。
木星衛星蝕
木星衛星蝕木衛一的衛星蝕
每當衛星進入木星的影子裡時，就發生衛星食。如果木星上有一個觀測者，他會發現每隔一段時間t，就出現一次衛星食，t等於衛星繞木星轉一圈的時間，是一個常量。如果L為木星到地球的距離，那么，這個信號要經過一段時間L/c後才能到達地球。如果令 h 表示在衛星轉一圈的時間裡距離L的改變數，那么在地球上的觀測者看來，每相鄰兩次衛星食之間的時間間隔就稍有不同，而為t+h/c。因此從地球上看到的衛星食周期就要比從木星上看到的真正周期長些或短些，這要看距離L是增加還是減小而定。從地球上觀測時，衛星轉n圈所需的時間T 可用下式表達： T=N×t+H/c 。 上式中H是在衛星轉n圈的時間裡距離L的總改變數，N是在T時間內發生衛星食的數量。這裡有兩個未知量T和c，它們可以根據選擇適當的觀測時間點來確定。
首先，地球和木星之間的距離L經過一定時間T後又相距同樣遠。我們可以觀測到這個時間間隔T內發生的衛星食數N。因木星運動得比較慢（公轉周期為12年），所以可以近似認為僅取決於地球的軌道位置，故可把T取為地球繞太陽公轉一圈所需的時間，即一年，由此可求出T=1年。即過了一個地球年後，可近似認為地球和木星之間的距離與一年前相同，H=0。
其次，我們從地球和木星相距最近時的那個位置開始，數一下半年時間內發生衛星食的數目N'。假設木星是靜止的，半年後，地球與木星之間的距離該變數H' 等於地球的公轉軌道直徑(即1個天文單位，約3×10^8公里)。我們由此可計算T'=N't+H'/c，T'為0.5個地球年。通過觀測得到延遲時間T'-N'×t為17分即約1000秒，由此得到c=300000公里/秒，它十分接近光速的精確值。
發現原因
1727年布拉德萊發現，因光速有限而引起的另一效應——光行差現象，即所有恆星似乎在作一種共同的周年運動，它顯然與地球繞日運動相對應。從粒子的觀點來看很容易理解這一現象。如圖18所示，如果地球是靜止不動的，則為了觀測一個天體，我們必須將望遠鏡鏡頭直接對準該天體，相反，如果地球正在向右運動，則望遠鏡鏡頭必須如圖18中b所示那樣傾斜一個角度。有關光的傳播性質的研究導致了日後狹義相對論的出現。
