A história da busca de seu valor é natruralmente tão velha quanto a própria ciência. Empédocles foi o primeiro a sugerir que a luz requeria provavelmente um tempo finito para passar entre dois pontos.
Galileu foi o primeiro a propor um método para tentar medi-la. A sugestão de Galileu era colocar, o mais afastado possível um do outro, dois homens com lanternas que podiam acender e apagar. Um deles A, descobria sua lanterna, de modo que o outro B, pudesse vê-la. Por sua vez B, descobria a sua no instante em que ele visse a luz de A, e A media o tempo entre descobrir sua lanterna e enchergar a luz de B.
Certamente a experiência falhou porque o tempo de reação dos dois indivíduos era grande e também havia variações maiores do que o tempo necessário para a luz percorrer os poucos quilômetros entre os dois observadores, que é de 10-5 s.
Medidas astronômicas de velocidade da luz
Em 1675 Rømer, astrônomo dinamarquês, fez a primeira medida utilizando uma distância astronômica em vez de terrestre. Ele observou que os eclipses do primeiro satélite de Júpiter ocorriam em intervalos ligeiramente menores menores à medida que a terra se aproximava de Júpiter, de C para A; do que quando ele se afastava de Jupiter, de A para C (ver Figura 1). Desde que o tempo entre os eclipses, tirada a média durante um ano, era bem constante (apesar do ganho total de 16’26” em 6 meses, seguido de uma perda do mesmo valor por mais 6 meses), Rømer interpretou corretamente o ganho ou a perda como sendo o tempo necessário para os sinais luminosos do eclipse atravessarem o diâmetro da órbita terrestre. Então, como o diâmetro médio da terra é de 302,4 x 106 km, e o tempo de 986 s, ele calculou a velocidade da luz como sendo de 307.200 km/s.
Figura 1: Método de Roemer para a medida da velocidade da luz. O intervalo de tempo entre os eclipses da lua de Júpiter parece maior quando a terra desloca de A para C do que quando ela se move de C para A. A diferença se deve ao tempo que a luz leva para percorrer a distância coberta pela Terra, durante um período de revolução do satélite.
Uma Segunda determinação apareceu por um método completamente diferente, feita em 1729 pelo astrônomo inglês Bradley. Ele evidenciou que a posição de uma estrela, observada de uma direção em ângulo reto com o movimento orbital da terra, é deslocada de sua verdadeira posição por um ângulo de 20,44 segundos de arco, que é chamado de ângulo de aberração, e resulta do fato de que enquanto a luz esta caminhando para o tubo do telescópio, este é deslocado pelo movimento da terra, de uma distância não totalmente desprezível (ver Figura 2). Nota-se que tg a = v/c onde v é a velocidade da terra e c é a velocidade da luz.
A medida exata da vrlocidade da luz
Uma medida da velocidade da luz usando lasers, feita pelo Bureau Nacional de Padrões dos Estados Unidos, em 1983, obteve como resultado, 299.792,4586 Km/s, com incerteza de mais ou menos 0,0003 Km/s.
A partir do ano de 1983, por decisão dos órgãos científicos internacionais, a velocidade da luz passou a ser considerada uma constante universal com valor bem determinado, exatamente igual a:
C = 299.792.458 m/s
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