빛의 속도는 얼마인가?
빛의 속력
빛의 속력() 또는 광속</b>은 진공에서 299 792 458 m/s라는 정확한 값이며, 국제적으로 c {\displaystyle c} 라고 표기한다. 빛의 속력은 기본 물리 상수로, 길이 단위인 미터는 이것으로부터 정의되었다. 특수 상대성 이론에 따르면, c는 우주의 모든 에너지, 물질, 정보가 가질 수 있는 속도의 최댓값이며, 최근 이론에 따르면 중력파의 속력이기도 하다. 질량이 없는 입자와 장(場; 빛과 같은 전자기 복사를 포함한다)은 c로 진행하며, 관성계에서는 관찰자의 속도와 관계없이 입자와 파동은 c로 진행한다. 상대성 이론에 따르면, c는 시간과 공간을 연관시키며, 질량-에너지 등식 E=mc²에도 등장한다. 특수 상대성 이론에 따르면 모든 움직임, 즉 물질의 이동 속도는 물론, 질량을 가진 게이지 보손도 빛의 속력보다 더 빨리 움직일 수 없다. 오직 불변 질량이 0인 물체(예를 들면 광자)만이 빛의 속력으로 전파될 수 있다.
빛
가시 광선의 모든 유형 및 모든 전자파에 대한 설명으로 전자기 이론 1845년 마이클 페러데이는 직선 평광의 평광면이 광선이 자기장에 도달하였을 때 회전하는 것을 발견 하였다. 이 효과는 현재 페러데이 회전이라고도 한다. 이것은 빛이 전자기와 관련 되어있다는 증거 였다. 1846년 그는 빛이 자기장 선을 따라 전파 방해의 형태임을 추정 하였다.페러데이는 1847년 빛이 고주파 전자기 진동 이라고 주장하였다. 이는 심지어 매질의 부재등에 의해 에테르로 전파 될 수 있었다. 1867년 영국의 제임스 클러크 맥스웰은 전기와 자기가 밀접하게 관련이 있고 이를 수식적으로 나타내었다. 그는 전기와 자기사이의 상호작용으로 파장이 발생되고 전파되는 것을 알아냈다. 실제 전자기력은 파동의 형태로 전파되며, 전자기파는 서로 직각으로 진동하는 전기장과 자기장의 두 성분을 갖는다. 맥스웰은 진공에서 전자기파의 속도를 계산해 본 결과 빛의 속도와 일치하는 것을 확인 하였다. 그는 빛이 전자기파의 한 형태라고 결론을 내었다. 맥스웰에 빛이 파동이라는 것은 수학적으로 엄밀하게 유도되었으므로 이는 빛의 파동설을 확고히 하였다. 아드하페라
이 별은 분광형 F의 거성으로 태양의 약 207배 밝기로 빛나고 있다. 그러나 거리 때문에 밝기는 3.44로 간신히 3등성으로 분류된다. 적도의 공전 속도는 초당 84 킬로미터로 우리 태양의 48배 속도이다. 헤비사이드-로런츠 단위계
여기서 formula_3는 빛의 속도다. 레옹 푸코
1847년 두 사람이 결별하고 나서, 피조는 회전 기어를 이용한 새로운 광속도 측정법을 개발하여 1849 년에 313,000 km/s라는 측정 결과를 얻었다. 반면 푸코는 회전 거울을 이용한 초기의 방법을 고집하고, 1850년에 공기 중의 광속은 수중보다 크다는 사실을 증명했다. 피조도 이후에 푸코와 같은 결론을 얻었다. 푸코는 자신의 장치의 개량을 거듭하여 1862년에 298,000 km/s라는 측정값을 얻었다. 이 측정 결과는 피조의 것보다 정확하며, 현재 정확한 값으로 알려진 299,792 km/s와 오차가 0.6 %에 불과한 정확한 값이다. 초광속
초광속(超光速)은 빛의 속도 보다 큰 속도를 의미한다. 질량-에너지 등가원리에 의해 질량이 있는 물체는 빛의 속도에 다다를 수 없다. 따라서 단순히 물체에 힘을 가해 가속시키는 방법으로 광속에 도달하거나 광속을 넘는 것은 불가능하다.  플랑크 운동량
formula_2 6.52485 kg m/s이것은 플랑크 질량의 물체가 빛의 속도로 움직일 때의 운동량이다. 광년
1968년 부터 1983년까지는 IAU 1964 개정 천문 상수계가 사용되었고, 태양년(율리우스년이 아닌)과 관측된(정의된 수치가 아닌) 빛의 속도가 이에 포함되어있었다. 사이먼 뉴컴의 역기점(J1900.0) 기반의1 태양년(31,556,925.9747 역표시 초)과 299,792.5 km/s 의 빛의 속도로부터 계산된 1 광년은 9.460530 x 10 미터로, 이들 수치는 1973년 자료처럼 꽤 오래된 출처로부터 도출된 결과 에서 찾을 수 있는데 2000년까지는 갱신되지 않았다. 빛의 속력
로렌츠 상수라고 알려진 길이 수축과 시간 지연 앞에 붙는 상수 γ의 식은 γ = 1 ( 1 − v 2 c 2 ) 1 2 {\displaystyle \gamma ={\frac {1}{(1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}})^{\frac {1}{2}}}}} 으로 주어진다. 여기서 v는 물체의 속도를 말한다. 1과 γ 의 차이는 일반적으로 무시할 수 있는데, 왜냐 하면 대부분의 물체는 빛보다 훨씬 느리기 때문이다. 하지만 이것은 상대론적 속도에서 증가되고 v가 빛의 속력에 가까워지면, 무한대로 발산하게 된다. 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. 시간지연
특수상대성 이론은 두 가지 가정을 전제한다. 첫째는 상대성원리로, 모든 관성기준계에서 물리법칙은 동일하다. 다시 말해서 물리실험을 통해서 한쪽 관성좌표계와 다른 쪽 관성좌표계를 구분할 수 없다. 두 번째 가설은 광속 불변의 원리로, 진공에서 빛의 속력은 관찰자의 속도나 광원의 속도와 무관하게 모든 관성기준계에서 동일한 값을 갖는다. 빛의 속도는 진공에서 2.997 924 58×10 m/s이다 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. 빛의 속력
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. 블랜포드-즈나이엑 과정
여기서 B는 자기장의 세기, formula_2는 빛의 속도 반경, "ω"는 각운동량이다. 빛의 속력
한 편, 광속과 파장의 관계로부터, λ = v f {\displaystyle \lambda ={\frac {v}{f}}} (λ 는 빛의 파장, f 는 빛의 진동수)이고, 굴절이 일어날 때 빛의 진동수는 일정하게 유지되므로, 파장이 길수록 굴절률은 작아지고 파장이 짧을수록 굴절률이 커진다는 것을 알 수 있다. 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. 세계선
먼저 시간 축과 일치하는 검은 화살표는 그저 누군가 혹은 무언가가 x = 0 에 앉아 쉬고 있으며 영원히 움직이지 않고 머물러있음을 묘사한다. 노란 화살표는 잘 알려진 빛의 파동, 즉 광자의 세계선이다. 다른 직선들은 다른 속도로 일정하게 움직이는 물체들에 해당한다. 여기서 속도가 일정한 까닭은 물체가 여행한 거리가 여행해왔던 시간에 항상 비례하기 때문이다. 붉은 화살표는 V = 3/4c 와 같은 속도 v로 여행하는 누군가일 수 있는데, 왜냐하면 주어진 시간에 그는 빛의 파동이 동일한 시간 동안 간 거리의 3/4만큼 여행했기 때문이다. 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. 빛의 속력
n = c v {\displaystyle n={\frac {c}{v}}} 라이트 판타스틱
당시에 또 다른 난제였던 [[전기]]와 [[자기]]의 관계, [[마이클 패러데이]]가 [[코일]] 부근에서 [[자석]]으로 [[파장]]을 일으키면 [[전류]]가 발생한다는 것을 실험적으로 증명하였다. 이 [[현상]]에 대해 [[맥스웰]]은 [[수학]]을 이용하여 해답을 찾기 시작했다. 그는 새로운 방법을 고안했는데, 이는 정확하게 [[전기]]와 [[자기]]의 관계를 규명했다. 그가 발견한 4개의 방정식이 [[맥스웰 방정식]]이다. 또한 이것은 [[빛]]에 관한 진실을 담고 있었다. 이것은 [[전기]]와 [[자기]]의 현상에 대해 기술하면서 시작한다는 것이다. [[빛]]과 [[자기]]에 관한 현상을 4개의 방정식으로 풀어낸다면 [[맥스웰]]이 [[전기]]와 [[자기]] 사이에 무언가 관계가 있다고 하는 것처럼 특별한 [[상호작용]]을 발견할 수 있다. 이 뿐 아니라 [[맥스웰]]의 방정식에 나와있는 [[전자기파]]의 [[이동속도]]를 나타내주고 있는 숫자를 보면 [[전자기파]]가 이동할 때의 속도가 [[빛]]의 이동속도와 정확하게 맞아 떨어진다. 여기서 [[맥스웰]]은 [[빛]]과 [[전기]]과 [[자기]]는 같은 종류의 것이라는 결론을 이끌어 냈다. [[빛]]은 [[전자기파]]인 것이다. 이것은 [[만물]]의 [[원리]]와 [[법칙]]을 설명할 수 있는 위대한 발견이다.
[[맥스웰]]을 사람들은 이렇게 일컫는다. 그가 항상 옳았지만 그 이유를 알 수 없다고. 그는 절대 실수하지 않지만 어떻게 원리에 접근하는 아이디어를 얻는지는 알 수가 없다는 것이다. [[빛]]의 [[전자기파]]라면 [[스펙트럼]]의 다양한 색채도 각기 다른 [[주파수]]로 진동하는 [[파동]]이라고 볼 수 있다고 생각했다. 붉은 색은 느리게 진동하고 점차 진동속도가 증가하면서 보라색은 가장 빠르게 진동한다고 말이다. 우리가 볼 수 있던 [[가시광선]] 밖에는 비가시 광선이라고 하는 [[빛]]들이 존재하며 진동속도가 더 빨라진 [[자외선]], 빨강보다도 느리게 진동하는 [[적외선]] 등이 있다. [[맥스웰]]은 이것을 [[열]]의 근원이라고 생각했다. 그는 [[스펙트럼]]의 개념을 확장시켰고 [[열]]의 근원도 밝혀냈다. 그는 생각들을 요약하고 관계들을 하나로 묶어서 [[우주]]의 근본과 원리를 밝혔다. 시간이 흐르면서 이 방정식들은 엄청난 영향을 미치게 된다. 운동 (물리학)
게다가 빛의 속력은 불변량이다. 관측자의 위치나 속력에 상관없이 항상 일정하며 이런 성질이 빛의 속력을 자연 상수중의 하나로 자리매김하게 하였다. 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. 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. 빛의 속력
1856년, 빌헬름 베버와 루돌프 콜라우시는 레이덴 병을 방전하면서 전자기와 정전기적 전하의 단위의 비 ( ϵ 0 μ 0 ) {\displaystyle ({\sqrt {\epsilon _{0}\mu _{0}}})} 를 구하였다. 그리고는 그것이 피조가 측정한 빛의 속도와 매우 비슷하다는 것을 깨달았다. 이듬해, 구스타프 키르히호프는 저항이 없는 전선을 타고 흐르는 전기신호의 속도를 측정하였다. [15] 빛의 속력
위의 두 식을 통해 파장이 긴 빛일수록 굴절률이 작으며, 매질에서의 속도가 빠르다는 것을 알 수 있다. 빨간색 빛의 굴절률을 n r {\displaystyle n_{r}} , 파란색 빛의 굴절률을 n b {\displaystyle n_{b}} 라고 하자. 파장이 긴 빛일수록 굴절률이 작기 때문에, n b > n r {\displaystyle n_{b}>n_{r}} 이다. 따라서, 식 (1)에 의해 다음과 같은 수식이 성립한다. 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. 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. 빛의 속력
19세기 무렵 이폴리트 피조는 지구에서의 비행시간 측정- 기간 발사체가 공기 중에 떠 있는 시간을 말하는 용어- 땅에서 발사된 입자의 초기속도를 v {\displaystyle v} 라고 하고, 아래쪽을 향한 가속도를 a {\displaystyle a} , 발사체의 발사각도를 θ {\displaystyle \theta } 라고 할 때 s = v t − 1 2 a t 2 {\displaystyle s=vt-{\frac {1}{2}}at^{2}} , t = 2 v sin ⁡ θ a {\displaystyle t={\frac {2v\sin \theta }{a}}} 라는 식을 얻을 수 있다. 이를 이용한 방법이 바로 비행 시간 측정방법-에 기초한 빛의 속력 측정 방법을 개발하였으며 약 315 000 km/s로 보고하였다. 이때 시행된 실험을 피조의 실험이라고 부르며, 1851년에 움직이는 물에 대한 상대적 빛의 속도를 측정하는 실험이었다. 피조는 매질의 이동 효과를 측정하기 위한 특별한 간섭계의 배열을 사용했다. [9] [10] 진공
-전자기파가 SI 단위계에서 빛의 속력 299,792,458 m/s로 움직인다. 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. 빛의 속력
뉴턴은 굴절을 중간 매개체 빛을 당기는 것이라 예상하였고, 그 매개체에서 빛의 속도가 상승할거라 생각했었다. 하지만, 피조는 간단하게 빛의 경로를 물 속으로 쏘아주면서 공기에서보다 물 속에서 빛의 속도가 더 느리다는 것을 보여줬다. [14] 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. 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) 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. 빛의 속력
빛은 입자나 파동 두 가지 모두로 생각할 수 있지만, 광학에서는 파동으로 취급한다. 파동은 다른 매질을 통과할 때 다른 속도로 진행하며, 이에 따라 매질의 경계 면에서 파동의 경로가 꺾이게 된다. 이 현상을 굴절(refraction)이라고 한다. 단, 굴절이 일어날 때 파동의 진동수는 일정하게 유지되며 파장이 변화함으로써 속도가 변화한다. 빛의 속력
엠페도클레스는 빛이 유한한 속도를 가진다고 주장한 첫 번째 사람이다. 그는 빛이 움직이고, 따라서 이동하는 데 약간의 시간이 필요하다고 주장했다. 아리스토텔레스는 반대로 빛이 움직임이 아닌 어떤 것의 존재 때문이라고 말했다. 에우클레이데스와 프톨레마이오스는 빛이 눈으로부터 나와서 볼 수 있다는 emission theory of vision을 발전시켰다. 이 이론에 기초하여 알렉산드리아의 헤론은 별과 같이 떨어진 물체들을 눈을 뜨자마자 바로 볼 수 있기 때문에 빛의 속력이 무한하다고 주장했다. 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. 특수 상대성이론
특수 상대성이론(特殊相對性理論, , ), 또는 특수상대론(特殊相對論, )은 빛의 속도에 견줄 만한 속도로 움직이는 물체들을 다루는 역학 이론이다. 특수 상대성 이론은 고속의 물체에 대하여 기존의 뉴턴 역학의 갈릴레이 변환을 대체하고, 갈릴레이 변환과 달리 고전전자기학의 맥스웰 방정식과 일관적이다. 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. 앨버트 에이브러햄 마이컬슨
또한 마이컬슨은 정확한 광속도를 구하는 실험을 반복하여 그가 얻어낸 초속 18만 6,153마일이라는 숫자는 당시 최고의 정밀도를 자랑했다. 회절
눈으로 직접 관찰 가능한 값인 빛의 세기(I)는 전기장을 제곱한 값이다. 그런데 전기장(E)은 시간에 따라 매우 빠르게 변하는 값이므로 빛의 세기(I)는 아래와 같이 전기장을 제곱하여 평균한 값으로 구한다. 빛
네덜란드 출신의 프랑스 과학 아카데미 회원이었던 크리스티안 하위헌스는 빛의 파동설을 주장했다. 그는 하위헌스 원리를 통해 파동이 전해지는 방법을 설명한 것으로 그 이름이 알려져 있다. 빛의 파동설은 프랑스의 르네 데카르트와 영국의 로버트 훅이 기초하고 하위헌스가 완성한 이론이다. 하위헌스는 빛이 교차할 때 서로 방해를 받지 않고 투과한다는 이유로 빛의 파동설을 주장하였다. 만약 빛이 입자라면 충돌로 인해 반드시 빛이 흐트러지는 것이기 때문이다. 1690년 그의 빛에 관한 이론인 ‘빛에 관한 논문’을 발간하였다. 그는 빛의 파동을 전하는 매질로 우주 전체에 정지한 상태로 퍼져있는 에테르라는 물질이 있다고 주장했다. 뉴턴의 입자설과 하위헌스의 파동설은 둘 중 우세하다는 증거는 발견되지 않았으나, 뉴턴의 명성에 의해 입자설이 더 많이 지지를 받았다. 19세기가 되어 영국의 토머스 영이 ‘빛의 간섭 실험’을 발표하면서 빛의 입자설에 대한 확실한 반론이 나왔다. ‘파동의 간섭’이란, 두 파동이 중첩되었을 때 마루들은 보강간섭을 하고 골들은 소멸 간섭을 하여 줄무늬를 만드는 현상이다. 이런 파동의 간섭현상이 빛에서도 나타난 것을 영의 이중 슬릿 실험에 의해 밝혀졌다. 이런 줄무늬를 간섭 무늬라고 한다. 1803년 런던 왕립 학회에서 처음 이 실험을 발표했을 때, 학계의 권리에 부딪혀 받아들여지지 않았다. 그러나 이후 1818년 프랑스의 오귀스탱 장 프레넬은 빛의 회절을 파동설로 설명하였고, 1850년 프랑스의 레옹 푸코가 빛의 속도를 측정함으로써 파동설이 받아들어지게 되었다. 파동 이론의 또 다른 후원자는 레온하르트 오일러였다. 그는 파동이론에 의해서 회절이 더 쉽게 설명 될 수 있다고 논쟁 했다. 1815 암페어는 Fresnel에게 아이디어를 주었다. 아이디어 내용은 빛의 편광이 횡파라면 파동설에 의해 설명 될 수 있다고 하였다. 나중에, 오귀 스탱 장 프레 넬은 독립적으로 빛의 자신의 물결 이론을 일했으며, 1817 년 Académie des 과학에 발표했다. 1821년 까지 프레넬은 빛의 파동성을 수학적 방법을 통해 보여줄 수 있었다. 편광이 빛과 빛이 가로일 때 어떠한 진동이 일어나지 않을 때 파장이론에 대해 설명할 수 있었다. 파동이론의 약점은 음파와 같은 빛의 파동에서는 매질이 필요하다는 것이었다. 가상의 물질인 Luminiferous aeher은 1678년 Huygens가 마이 켈슨-몰리의 실험에 의해 19세기 후반 강한 의심을 하여 제안 되었다. 광선속
광선속(光線束, luminous flux)은 광선 또는 전자기파 등의 빛에너지가 지나가는 경로를 선으로써 나타낸 것으로, 그 양은 빛이 도달하는 어떤 면에서의 빛의 세기와 면의 넓이의 곱과 같다. 단위는 루멘, 기호는 Φ이다. 시간
이러한 시간지연 효과는 시간은 어디서나 누구에게나 일정한 속도로 흘러간다는 기존의 관념을 통째로 뒤엎는 것이었다. 시간은 속도와 움직임이 다른 개체들에게 모두 다르게 흘러가며 누구에게나 동일하게 흘러가는 시계란 처음부터 존재하지 않게 되는 것이다. 이러한 시간지연 효과는 인간의 감각으로는 알아 챌 수 없을 만큼 미미하기 때문에 처음에 사람들은 이러한 아인슈타인의 주장을 받아들이지 못하였다. 그러나 이 효과는 1971년, 비행기로 지구를 동쪽과 서쪽방향으로 돈 후 시계를 비교해 본 결과 실제로 서쪽으로 돈 시계는 0.000027초, 동쪽으로 돈 시계는 0.000006초 느려진 것이 확인 되어 사실로 증명되었다. 또한 오늘날에는 우리들이 쓰는 스마트폰, 인공위성 등 다양한 기기에 정확한 시간을 조절하는 원리로 광범위하게 사용되고 있다.
상대성 이론에 의하면 절대적 동시라는 것은 있을 수 없다. 멈춰있는 어떤 사람에게 다른 방향에서 오는 두 불빛이 동시에 반짝인다면 이것은 그 사람에게 ‘동시에’ 일어난 사건이라 할 수 있다. 그러나 앞이나 뒤로 이동하고 있는 사람에게 이 불빛은 동시에 반짝이지 않는다. 빛의 속도는 항상 일정하기 때문이다. 즉, 움직이고 있는 사람 입장에서는 어느 순간 한 불빛과는 점점 가까워지는 반면, 다른 한 불빛과는 점점 멀어지기 때문에 가까이 다가가고 있는 불빛을 먼저 보게 되고, 멀리 떨어져가는 불빛은 나중에 보게 된다. 결론적으로, 운동 상태와 위치에 따라 서로 다른 개체들에게 ‘동시’란 모두 다르게 관측된다. 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. 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. 플랑크 단위계
이론물리학자들의 자연단위계 표기법은, 빛의 속도와 디랙 상수가 단위차원을 갖지 않는 1이라는 수라고 간주한다. 이럴 경우, 빛의 속도와 디랙 상수는, 1 미터를 몇 야드로 환산하는 것 같이, 같은 차원의 서로 다른 단위계를 환산해주는 역할에 그치게 된다. 빛의 속도를 무차원의 1이라는 수라고 볼 경우, 시간과 공간의 단위차원은 서로 다른 차원이 아니다. 즉, 열을 에너지의 단위로 셀 수 있는 것처럼, 시간을 공간과 같은 단위로 셀 수 있고, 반대의 경우도 가능하다. 마찬가지로 질량과 에너지의 단위차원도 같으며, 질량을 에너지의 단위로 셀 수 있다. 디랙 상수를 무차원의 1이라는 수라고 간주할 경우, 시간은 에너지의 역수 차원을 갖는다. 즉, 시간도 에너지단위의 역수로 셀 수 있다. 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. 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. 빛의 속력
n ∝ {\displaystyle n\propto } 1 λ {\displaystyle {\frac {1}{\lambda }}} 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. 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. 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. 올레 뢰머
뢰머는 여러 번의 시행 착오와 여러 관측 결과를 이용하여 빛의 속도를 약 212,000km/s로 계산하였다. 현재의 빛의 속도 측정값인 2.997925*10^8 m/s와 비교하였을 때 큰 오차를 가지나 최초로 빛의 속도를 정밀한 방법으로 계산하였다는 데 큰 의의를 가진다. 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. 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. 적색편이
G {\displaystyle G\,} 는 중력상수, M {\displaystyle M\,} 는 중력장을 생성하는 물체의 질량, r {\displaystyle r\,} 은 슈바르츠실트 좌표계에서 물체까지의 거리, c {\displaystyle c\,} 는 빛의 속도를 나타낸다. 빛의 속력
지구의 공전 운동이 에테르 바람에 추가적인 성분을 제공할 것이므로, 에테르 바람의 크기 변화가 1년 단위의 주기를 가지고 일어날 것이라고 예측하였다. 앞으로 날아가는 헬리콥터가 이러한 예가 될 수 있다. 헬리콥터가 공중에 제자리에 떠 있을 때는 헬리콥터 날개의 끝 부분이 300 km/h의 속력으로 회전한다. 그러나 만약 헬리콥터가 150 km/h의 속력으로 앞으로 날아가고 있다면, 회전 날개의 끝부분이 공기를 150 km/h의 속력으로 통과하는 곳이 있고(아래방향 바람) 450 km/h의 속력으로 통과하는 곳이 있다(윗방향 바람). 이와 동일한 효과로 에테르 바람의 크기는 1년을 주기로 증감할 것이다. 플랑크 시간
물리학적으로 플랑크 길이보다 짧은 길이는 의미가 없다. 물체의 속도도 아인슈타인의 상대성이론에 따라 빛의 속도 이내로 제한된다. 뢰머의 빛의 속력 측정
1676년 올레 뢰머는 첫 번째로 빛의 속력을 정성적인 측정값으로 구했다. 뢰머는 덴마크 천문학자로서 천문학적 방법을 사용해서 빛의 속력을 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 속력으로 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 속력의 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 m/s와 비교하였을 때 오차(약 26%)가 상당하지만, 최초로 빛의 속력을 정밀하게 측정했다는 것에 큰 의의를 가진다. 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. 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. 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. 지구
지구의 궤도 속도는 평균 초속 30km 정도인데, 이 속도는 지구의 지름은 7분만에, 달까지의 거리는 4시간 만에 통과할 수 있는 속도이다. 마이컬슨-몰리 실험
19세기의 물리학에서는, 수면파 또는 음파 등이 진행하기 위해서는 매개물(물,공기)이 필요하듯, 빛이 진행하기 위해서도 "광학 에테르"라는 매개물이 필요하다고 가정하였다. 빛은 진공상태의 공간을 통해 진행할 수 있으므로, 진공상태에는 빛의 매개물이 포함되어 있다고 생각하였다. 빛의 속도가 너무 커서, 에테르의 존재여부와 그 성질을 알아내기 위한 실험을 설계하기 위해서는 상당한 정교함이 요구되었다.
지구는 태양 주위의 궤도를 따라 30 km/s의 속력으로 이동한다. 태양 또한 우리 은하의 중심 주위를 그보다 더 빠른 속도로 이동하고 있다. 따라서, 지구의 공전 운동에 의해, 지구를 가로지르는 에테르의 흐름은 "에테르 바람"을 형성할 것이라고 생각하였다. 물론 이론적으로는 일시적으로 지구의 움직임과 에테르의 흐름이 일치할 수 있지만, 지구는 방향과 속력이 수시로 변화하는 운동을 하고 있으므로, 모든 시간에서 지구는 에테르의 흐름에 상대적으로 정지해 있을 수는 없다. 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. 은하수
또 VLBA로 관측한 결과, 은하수 가장자리의 별들이 이전에 알려졌던 220 km/s 보다 더 빠른 254 km/s의 속도를 갖는다는 것을 알아냈다. 궤도속도가 에워싸인 질량에 의존하기 때문에, 이것은 은하수가 더 거대하고, 태양 질량의 7 × 1011 배인 안드로메다은하와 거의 질량이 같음을 의미한다.
은하 질량의 대부분은 암흑물질이 차지한다. 이 암흑물질들은 은하의 중심에서 100kiloparsecs 넘도록 비교적 균등하게 뻗어있는 암흑물질헤일로를 이룬다. 크립톤
1960년에는 크립톤-86이 내놓는 빛의 파장(605.78nm)을 기준으로 1미터의 길이를 정의하는 국제적인 합의가 있었다. 그 결과 이전까지 사용되던 백금과 이리듐의 합금으로 만든 표준 미터원기는 더 이상 사용되지 않게 되었다. 이후에는 광속을 기준으로 미터를 다시 정의하면서 이 방법은 현재 더 이상 사용하지 않는다. 1983년 10월 이후로 1미터는 진공에서 빛이 1/299792458초 동안 이동하는 거리로 정의된다. 오마이갓 입자
이 입자는 빛의 속력과 거의 비슷한 속도로 운동했다. 이 입자를 양성자라 가정하면, 이 속도는 광속보다 약 1.5pm(1m의 천조분의 1)과 차이나지 않으며, 대략 0.9999999999999999999999951c의 속도이다. 이 속도에서, 입자와 광자를 동시에 출발시키면 약 46 나노미터 뒤처지거나 0.15페타초(1.5×10초) 차이난다. 그리고, 22만년 운동할 경우 1cm 차이가 나게 된다. 이 에너지는 양자 중력에서 에너지의 기본 단위인 플랑크 에너지와 250억 분의 1이며, 입자물리학에서 생각할 수 있는 모든 이론에서 나올 수 있는 에너지 스케일 중 가장 크다. 빛의 속력
ε 0 = 10 7 / 4 π c 2 ( i n A 2 s 4 k g − 1 m − 3 , o r F m − 1 ) {\displaystyle \varepsilon _{0}=10^{7}/4\pi c^{2}\quad \mathrm {(in~A^{2}\,s^{4}\,kg^{-1}\,m^{-3},\,or\,F\,m^{-1})} } 화가자리 베타
화가자리 베타의 자전 속도는 최소 초당 130 킬로미터는 된다.[26] 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)[20][주석 6] 초신성
몇 초 이내로, 백색 왜성을 구성하는 물질의 상당량이 핵융합을 일으켜, 별의 속박을 풀고 초신성 폭발을 일으키기에[56] 충분한 에너지(1 ~ 2 × 1044 줄)를 방출한다.[57] 별 외부로 팽창하는 충격파가 생성되고, 항성의 구성 물질은 대략 초속 5,000 ~ 20,000 킬로미터의 속도, 또는 광속의 약 3%에 도달하게 된다. 동시에 밝기 역시 상당히 증가하며, 이 빛은 니켈 56이 코발트 56으로 변한 뒤 다시 철 56이 되는 방사성 감쇠를 통해 발생하는 것이다.[58] 그 절대등급이 -19.3(태양의 밝기의5×108배)에 이르는데, 이 수치에는 변화가 거의 없다.[58] 즉, 일반적인 Ia형 초신성의 광도곡선에서 밝기의 최댓값은 매우 균일하다. 때문에 Ia형 초신성은 이차적인[59] 표준촉광으로 사용되어, 그 초신성이 발생한 은하 까지의 거리를 잴 수 있다.[60] 시선속도
시선속도(視線速度)란 어떤 물체의 시선방향으로의 속도를 말한다. 즉, 관측자 쪽으로 일직선방향으로 다가오거나 멀어지는 속도이다. 상당한 시선속도를 가진 물체에서 나오는 빛은 도플러 효과를 일으킨다. 빛의 진동수는 멀어지는 물체에 대해서는 감소하고, 다가오는 물체에 대해서는 증가한다. 속도분산
은하단은 작은 천체보다 속도 분산 범위가 넓다. 예를 들어 소규모 그룹인 우리 국부 은하군의 속도 분산은 61±8 km/s인 반면 코마은하단(머리털자리 은하단) 같은 풍부한 은하단의 속도 분산은 약 1000 km/s이다. 코마은하단에 속한 왜소 타원 은하에서는 별들이 일반적으로 속도 분산이 ≲ 80 km/s이다. 보통 타원은하의 속도 분산은 평균적으로 200 km/s정도를 가진다. 아인슈타인 방정식
이제, 아인슈타인 방정식은 다음과 같다.
여기서 formula_8는 중력 상수로서, 아인슈타인 텐서와는 관련이 없다. formula_9는 진공에서의 빛의 속도, formula_10는 에너지-운동량 텐서다. formula_11는 우주 상수다. 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. 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. 시간지연
우주선의 속도v와 빛의 속도c는 양의 상수이므로, 분모는 formula_5항상 1보다 작다, t는 항상 t보다 길다는 것을 의미하는 동시에, v의 값이 빛의 속도 c비해 아주 작다면 무시할 수 있는 양이라는 것을 의미한다. 즉, 지구상에 있는 관찰자A가 자신에 비해 빛의 속도와 견줄만한 속도로 운동하는 우주선에 있는 시계를 보았을 때, 지상에 정지한 시계에 비해 느리게 가는 것처럼 보인다. 이는 상대적으로 관찰자 B가 관찰자 A의 기준계에 위치한 빛 시계를 관찰했을 때 동일한 원리가 작용한다. 탈출 속도
탈출 속도(脫出速度, )는 물체의 운동 에너지가 중력 위치 에너지와 같아지는 속도를 의미한다. 대개는 중력장을 빠져나가는 속도로 이해한다. 즉, 인공위성이나 로켓이 지구 등 천체의 인력을 벗어나 탈출하기 위한 최소한도의 속도이다.
중력장을 빠져나가기 위해서는 어느 방향으로가 중요한 것이 아니라 얼마나 빠르냐가 중요하기 때문에, 속도라는 말은 사실 약간 문제가 있으며, 속력이 보다 적합하다. 따라서 학술적으로는 탈출 속도는 벡터가 아닌 스칼라 형태이다. 플랑크 전압
formula_4 는 진공에서의 빛의 속도이다. 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. 질량-에너지 등가
힘이 물체의 운동 방향으로 작용하면, 물체의 운동량이 증가하고 힘이 일을 하므로 에너지도 증가한다. 그러나 아무리 많은 에너지를 물체가 흡수한다고 해도 빛의 속도에 다다를 수는 없다. 물체의 운동량과 에너지는 증가하지만 그 속도는 어떤 상수—빛의 속도에 접근할 뿐이다. 이는 상대성이론에서 물체의 운동량이 어떤 상수와 속도의 곱이 아니고, 운동에너지도 ½mv 이 아님을 뜻한다. (후자는 느리게 움직이는 물체의 경우 잘 맞는다.) 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. 빛의 속력
여기서 c는 진공에서의 빛의 속도이며, 299 792 458 m/s 라는 값을 갖는다. v는 매질 속에서의 빛의 속도를 의미한다. 빛의 속도는 진공에서 가장 빠르기 때문에 n은 항상 1보다 큰 숫자라는 것을 알 수 있다. 이 식으로부터 굴절률이 클수록 매질에서의 속도는 작으며, 굴절률이 작을수록 매질에서의 속도는 커진다는 것을 알 수 있다. 뢰머의 빛의 속력 측정
뢰머가 쓴 대부분의 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 속력으로 이동한다고 결론지었다. 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. 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. 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. 대폭발
우주의 팽창속도는 대략 초속 50만 킬로미터이다.[주 3] 우주가 검게 보이는 이유도, 빛의 속도로는 우주의 끝에 반사되어 돌아온 빛이 없기 때문이다. 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. 라모 공식
위 공식은 빛의 속도에 비해 매우 느린 속도에서만 유효하다. 만약 속도가 빛의 속도에 비해 무시할 수 없을 정도로 크다면, 다음과 같은 공식을 사용한다.
여기서 formula_10는 로런츠 인자다. 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. 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. 고유운동
1광년 떨어진 천체의 연간 1초각 고유 운동은 초당 1.45킬로미터의 횡단속도에 해당한다. 바너드 별의 고유 운동은 초당 90킬로미터이며, 시선 속도는 초당 111킬로미터이다. 여기서 도출한 실제 운동은 초당 142킬로미터에 이른다. 진운동(true motion) 또는 절대 운동(absolute motion)은 더욱 재기 힘든데, 그 이유는 진횡단속도(true transverse velocity)는 고유 운동에 거리를 곱한 값이기 때문이다. 다시 말하면 실질 속도값은 거리값에 좌우되며, 일반적으로 측정하기가 힘들다. 현재 태양 근처 가까운 별들 중 태양에 대하여 가장 큰 속도로 움직이는 별은 울프 424로, 초당 555킬로미터에 이른다. 공전 속도
공전 속도(公轉速度)는 행성, 위성과 같은 어떤 물체가 계의 무게 중심을 기준으로 도는 속도를 말한다. 행성의 경우, 원일점에서는 최소, 근일점에서는 최대가 되며, 위성의 경우엔 원지점이 최소, 근지점이 최대가 된다. 베가
태양에 비해 베가는 상대적으로 젊고, 태양에 비해 헬륨보다 원자수가 큰 원소들의 함유비가 적다. 베가는 변광성일 가능성이 있는데, 주기성을 띠면서 밝기가 미묘하게 변하는 것으로 보인다. 베가의 자전 속도는 적도에서 초당 274 킬로미터로 매우 빠르게 회전한다. 이 때문에 베가의 적도는 마치 럭비공처럼 부풀어 있는 것으로 추측되며, 적도 부분 광구의 온도는 극지 광구에 비해 온도가 낮아서 밝기 또한 광구의 절반 수준에 불과하다. 지구에서 볼 때 베가는 남극 혹은 북극이 우리 시야의 정면을 바라보고 있다. 따라서 밝은 극 지역만이 우리 눈에 보이므로 베가는 실제 밝기에 비해 더 밝게 보인다. 플랑크 시간
플랑크 시간(Planck time, formula_1)이란 플랑크 단위로 알려진 시간 단위로, 광자가 빛의 속도로 플랑크 길이를 지나간 시간을 말한다. 물리적으로 의미가 있는 측정할 수 있는 최소의 시간단위이다.
여기서 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.