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光速为什么不多不少正好是299792458米/秒？
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无论是否是专业的物理学家，相对论都是人们喜闻乐见的谈资。但是，我们往往会忽视关于光速这个常数背后的实验历史——它在相对论诞生前有着漫长的故事；而物理学的发展，实验往往先行。
人们总是好奇，为什么真空中的光速是299792458米/秒？既然这不是一个简洁的数字，看来像是实验值，那么为什么它连小数点都没有？真是有这样精确？
“物理学是历史的。”对于光速的探测和确定，是这一说法的最好注脚。
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人类能第一次确定光速，需要一系列技术先决条件和先期测量结果。
首先是时钟。
1584年，比尔吉（Jost Bürgi）为第谷（Tycho Brahe）制造时钟，他采用了交叉擒纵机构，极大地提高了计时的精确性。这才使第谷在当时获得最为精确的天文观察。而在当时，通过时间来确定航海中的经度，是人们的一个重要目标。这个目标，成为了钟表技术进步的巨大源泉。
擒纵机构的演示
其次是观察技术，即望远镜的出现。
1611年，伽利略（Galileo Galilei）将望远镜对准木星，观察到了木星卫星的变化；特别是木卫一的星蚀，总是每42.3小时出现一次。
这也意味着，在天空中，伽利略发现了一个天然的时钟。
再次是天文数据的测定和计算。
在1660至1680年代，卡西尼（Giovanni Cassini）利用伽利略的这一发现，以及其他一些天文知识，测定了火星到地球的距离，并推算出整个太阳系各行星的轨道尺寸。
正是有了这些前期的条件，才使得人类有机会第一次估算光速。
作为卡西尼的助手，罗默（Ole Rømer）长期观察木卫一的星蚀，发现其周期并不固定，并利用光速有限的设想解释了这种不固定。惠更斯（Christiaan Huygens）根据罗默的数据，以及木星和地球之间不同时刻的相对距离，估算出光速为22万公里/秒。这个数据虽然相当不精确，但是从物理实验的角度，可以说至少数量级估算对了，这比之希罗，不知高妙到哪里去了。
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布拉德利在1725年观察天棓四在天球上的运动情况，并通过视差原理来确定天棓四离我们的距离。为什么要观察天棓四？这涉及日心说和地心说的争论。在我们通常的印象里，地心说是不科学的。但是，就人们当时的技术条件和观察水平，在相当长的时间里，地心说一直是一个非常好的解释天体运动的理论。
不论在古代的哪个文明中，人们都观察到了一类天文现象，即行星在天球上运行的速度忽快忽慢，有时还会逆行。
从地球观察，发现火星在天球上逆行的情况。
为了解释这种逆行，地心说采用了非常复杂的运动模式，即行星除了按照被称作均轮的大圆周绕地球旋转，还按照一个叫本轮的小圆周绕着均轮上的运动点旋转。
这种复杂的模式，在古希腊时期就受到来自日心说的挑战。但是，有三件事，日心说在当时无法完满回答。
一是按照人们的直觉，如果地球在动，那么我们应该能感觉到大地在动，应该察觉自己抛出去的东西会有一个反向的运动。但是，为什么我们从来察觉不到地球在动？
二是古希腊人认为圆形是对称而优美的，而日心说不能提供一个更简洁的模型来说明行星的轨道是圆形的，在当时，本轮-均轮结构更适合描述行星运动。
三是当时古希腊人认为，如果太阳不动，那么远处的恒星就应该看起来在运动。因为古人观察到，在地球上，远处的恒星在天球上是不动的。而认为恒星会运动，是与古希腊关于宇宙的普遍认同的解释是相互矛盾的。
在16至17世纪，经哥白尼（Nicolaus Copernicus）、伽利略而至牛顿（Isaac Newton），惯性的概念逐渐被明确，第一个疑问消失了；而经开普勒（Johannes Kepler）、卡西尼至牛顿，行星按椭圆轨道运行的观念被普遍接受，因此第二个问题也被解决。但是，对于第三个问题，则是要求我们可以从地球上观察到恒星位置的变动，才算解决。而这个变动是地球绕太阳旋转，运动到不同的位置而引起的，并不是恒星本身运动了，所以它被称为恒星视差。
天棓四有时会出现在伦敦夜空的正上方，被称为天顶之星，所以它成为英国科学家的观察对象，用以证实恒星视差的存在。有不少英国的科学家号称自己观察到了这颗星的位置变化。
正是在这样的条件下，布拉德利受邀参与这样的观察。布拉德利开始是受邀观察，后来是独立观察，检查了天棓四的运动。但是观察的结果却出乎意料，他发现天棓四的位置确实变动了，但却跟恒星视差的运动规律不一致。
为了解释这种不一致，布拉德利提出了光行差的概念。如果远处的恒星是不动的，而地球在太空中运动，那么从地球上观察到的远处恒星来光的速度，就应该是光用恒星做参照系的速度和恒星相对地球运行的速度的矢量合成。一年之中，地球处于不同位置时，相对恒星的运动方向是不断变化的，所以合成出来的速度的方向也是不断变化的。所以逆着这个光路去判定恒星的位置，就会觉得恒星位置在不停地变动。
光行差的解释
在布拉德利的时代，我们已经知道地球绕太阳转动的速度约是30公里/秒，所以我们由此可以算出光速约30万公里/秒。
这是人类第一次相对精确地得到光速。
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利用水波波动来演示波的干涉
这一胜利却带来了一个巨大的问题。我们知道，机械波的传播是要依靠媒介的。在波动学说中，光波的传递也要依靠的媒介。人们认为媒介是以太。
那么，以太跟地球之间的运动关系如何呢？它是跟恒星一起，保持与整个宇宙的固定关系，一直固定不动呢；还是被地球的运动拖着，跟地球一起运动呢？
为了判定以太的运动情况。人们提出了一个简单的实验办法：在望远镜中加入水，然后看光的偏折角度是否变化。
在微粒说中，如果加入水，光微粒将会被减速，以适应地球的运动，最后可能导致光行差现象消失；在波动学说中，光会根据以太的运动情况不同，结果不同：如果以太完全不受普通物质的作用影响，光行差现象当然存在，但用波动学说去解释光的折射都很困难，毕竟以太是传递光波的物质；另一种看法，则是以太完全随地球一起移动——这叫作以太的全拖拽，即地球拖着以太走，光行差本身就会不存在。所以，对比微粒说，对于波动学说来说，以太的运动状况的解释至关重要。
阿拉果曾经在1810年做过一个类似于往望远镜加水的实验，结果既不符合微粒说，也不符合波动说。1818年，阿拉果就此问题咨询菲涅耳的意见。
菲涅耳提出了以太部分拖拽理论。他认为，以太物质有一部分随着普通物质一起运动，另一部分则和静止的宇宙框架保持一致。
菲涅耳对阿拉果实验的解释，详情请阅读本书。
1845年，斯托克斯（George Stokes）重新研究了以太的全拖拽的问题。在斯托克斯的理论框架下，全拖拽也可以导致光行差产生。
为了给菲涅耳和斯托克斯的理论做出判决，菲索（Hippolyte Fizeau）往两个流向相反的水管中，注入光，然后观察在不同的水的流速下，两列光波形成的干涉条纹的移动。这个实验的结果离斯托克斯的理论结果相当远，而非常靠近菲涅耳的预测。菲涅耳的风头，一时无两。
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韦伯受高斯（Carl Friedrich Gauss）邀请，共同研究电磁学中的单位转换问题。在研究过程中，为了测定一个关键的转换量，他和科尔劳斯进行了相关测定实验。这个测定的量纲为速度的常数c，测定的结果是光速的
到1857年，基尔霍夫（Gustav Kirchhoff）才将
英国的科学家们则是沿着另一条路去理解这个实验的，他们认为电磁感应跟光一样，都是靠以太传递的。最终，麦克斯韦以韦伯等人的实验结果为基础，通过修改威廉·汤姆森的模型，并参照法拉第（Michael Faraday）的思想，建立了麦克斯韦方程组。以这组方程为基础，麦克斯韦让电场和磁场在以太中相互转换，并以波的形式传播，提出了电磁波的设想。麦克斯韦还进一步预言，光是一种电磁波。
为了验证电磁波的理论，并在麦克斯韦的理论和韦伯的理论之间做出判决，赫姆霍兹（Hermann von Helmholtz）让赫兹（Heinrich Hertz）设计了一系列实验。赫兹通过精巧的实验设计，证明了电磁波的传递性，测定了电磁波的波速，验证了电磁波的横波性，并测定了电磁波的反射和折射性能。至1889年，赫兹完成了这些实验，证实了麦克斯韦的猜想。
在这一系列的实验中，赫兹设计的波速测定实验极为巧妙。他利用两块巨大的金属板，使两列电磁波相向而行，形成驻波；再利用天线接收，测定波腹和波节的位置，算出波长；然后利用波长和电磁波的频率之间的关系，算出了波速。
至此以后，光波的研究和描述都是以电磁波的描述为基础的。
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在1881年和1887年，迈克耳孙（Albert A. Michelson）和莫雷（Edward W. Morley）利用迈克耳孙干涉仪来测定以太的运动情况。1887年的实验中，迈克耳孙干涉仪双臂等长，为11米，光路相互垂直。如果一只臂平行于以太运动方向摆放，另一只臂则垂直于以太运动方向。光走过两臂的路程是一样的，由于光速不同，两条光路的光就有相位差。如果这个时候交换两条光路的位置，分别经两条光路的光形成的干涉条纹，就会出现可观的移动。迈克耳孙和莫雷利用浮在水银上的大理石台，使整个体系转动90度，从而交换双臂位置。他们不停地观察，可惜的是，他们最后观察到的条纹移动不足预期结果的1/10。
迈克耳孙干涉仪的工作原理
尤其在1889年赫兹实验完成后，迈克耳孙实验对整个电磁波的理论都是一个巨大的挑战。
为了应对这一挑战，洛伦兹（Hendrik Lorentz）认为这是由于以太分子本身就含有电荷，在运动时会发生运动方向的长度收缩；正是收缩效应，导致了迈克耳孙实验的相应结果。
为了使方程推导方便，洛伦兹引入了“本地时”的概念，而随着其他实验的出现，洛伦兹进一步引入了“时间膨胀”的概念。不过，在洛伦兹看来，对时间的处理仅仅是一种数学技巧而已，并无物理含义。
但是，以太概念本身却受到了越来越多的质疑。以太的性质与普通物质是如此不同，看起来更像是一种建立理论的技术需要，而不是真实的东西。人们趋向于将这一概念放弃。
另一方面，1900年，庞加莱（Henri Poincaré）提出了光钟的概念。他认为所有的计时，都要立足于实际的物理设备和物理规律。他从当时的实际应用出发——当时广泛利用的电磁波对时，建立了光在两面镜子间往返一次即是一个单位时间的计时模型。
光钟在运动和静止的情况的不同计时
这一模型，使得不同运动体系之间的计时出现了差别。这也预示着，时间的相对性，不再是一种方便的数学处理，而是一种物理实在。
1905年，爱因斯坦（Albert Einstein）彻底放弃了以太，以光速恒定和物理规律在不同运动参照系下的不变性为前提，建立了狭义相对论。
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人们容易理解定义数据应该与历史上的实验契合，而很难看出这个数据如何达到9位精度。在先期的天文实验中，数据精度最多到达百分之几的水平，而在1850年前后，菲索和傅科（Léon Foucault）曾经直接测量光速，其实验即使经过后人改进，结果也只在千分之几的水平。想获得高精度的数据，必须利用相干性，这包括波动光学中常见的干涉条纹，也包括电磁场中常见的驻波现象。迈克耳孙—莫雷实验虽然只是对相对光速的测定，但由于利用了相干性，实验分辨精度达到公里/秒量级。
追寻光速探测的历史，也对我们有一个非常重要的提示：要么考察的体系速度足够快，要么实验分辨精度足够高，我们才能明显察知相对论效应。这一点，在各种讨论中通常被忽略。
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清华大学蒋劲松教授曾推荐宗教与科学关系有关书籍，伦斯勒理工学院杨英锐教授曾帮助序言相关工作，特此致谢！
感谢令人尊敬的先生，犹他大学吴咏时教授作序！
感谢为我提供大量帮助的朋友们！
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本文受科普中国·星空计划项目扶持
出品：中国科协科普部
监制：中国科学技术出版社有限公司、北京中科星河文化传媒有限公司
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