första af astronomisk natur. Danske astronomen 0. Römer var den förste (1675), som visade, att ljusets hastighet kan uppmätas. Af de astronomiska observationerna hade man lärt känna omloppstiden för Juppiters månar omkring planeten. Men när man iakttog tiderna för en af dessa månars inträde i Juppiters skugga, eller början af dess förmörkelser, visade det sig, att dessa icke inträffade efter lika långa mellantider, utan att dessa mellantider oupphörligen minskades. Observerade man åter månens utträdande ur Juppiters skugga, eller förmörkelsernas

Fig. 1. S solen, T och T¹ jorden, a T b T¹ jordbanan, J Juppiter, E Juppiters måne. slut, så skedde dessa på allt längre och längre mellantider. Nu inses lätt, att inträdet kan af oss iakttagas, endast när jorden närmar sig planeten, och utträdet, endast när den aflägsnar sig därifrån. På den tid, som förflyter emellan två inträden, har således jorden kommit planeten närmare med en viss distans, och på tiden emellan två utträden har den lika mycket aflägsnat sig från densamma. Hela minskningen i tidsintervallerna för inträdet vid jordens närmande, liksom ock hela deras ökning vid aflägsnandet, antog Römer utgöra den tid, som ljuset behöfver för att gå ett vägstycke lika med skillnaden emellan jordens största och minsta afstånd från planeten, eller, hvilket är detsamma, jordbanans diameter. Som nu solen ligger i det närmaste i jordbanans centrum, är halfva nämnda tidsintervall den tid ljuset behöfver för att gå från solen till jorden. Denna tid fann Römer ur observationerna af förmörkelserna hos Juppiters första eller närmaste måne vara 8 min. 13,2 sek. Kännar man nu jordbanans radie, är det mycket lätt att beräkna ljusets hastighet. Den andra astronomiska metoden uppfanns 1727 af engelske astronomen J. Bradley (se därom Aberration 1). - Utom de astronomiska metoderna har man två andra, i hvilka bestämningen utföres på korta distanser. Den ena af dem uppfanns af franske fysikern Fizeau 1849.

Fig. 2. Fizeaus metod att bestämma ljusets hastighet. Från en stark ljuskälla A, ställd på sidan om en astronomisk tub DE, inkommer ljuset i tuben, efter att ha passerat en lins B, och träffar inuti tuben ett i 45° vinkel mot tubens axel ställdt planglas K, som reflekterar det i axelns riktning åt objektivet till. På detta sätt erhåller man inuti tuben en reell bild af ljuskällan; och om objektivet E är så placeradt, att bilden ligger i dess brännpunkt, gå strålarna, efter att ha passerat genom objektivet, ut i rymden parallellt med tubens axel. På en aflägsen station - 7 eller 10 km. från den förra stationen - placeras en annan tub FHG, som noga inriktas i samma linje med tuben på den första stationen och i hvars fokus befinner sig en plan spegel H, ställd vinkelrätt mot tubens optiska axel. Strålarna från ljusbilden gå då genom båda tuberna, reflekteras mot spegeln i den andra tuben och formera efter återkomsten till första stationen en ny, svagare ljusbild i fokus på dess tub. Tänker man sig nu, att man hade en ogenomskinlig skärm, som kunde i ett ögonblick placeras i strålarnas väg och därifrån aflägsnas, så ofta man behagade, och man först borttoge den, men strax åter ditsatte densamma efter en så kort mellantid, att ljuset därunder ej hunne fram och tillbaka emellan båda stationerna, så skulle den andra, eller spegelbilden, icke bli synlig i tuben på första stationen. Är tidsintervallen precis så stor, att ljuset nätt och jämnt återkommer till första stationen, men ej hinner framkomma till skärmens plats, förrän denna ställes i vägen för de återkommande strålarna, så visste man, förutsatt att tidsintervallen noggrant kunde observeras, äfven, huru lång tid ljuset behöfver för att passera emellan de båda stationerna och kunde, då afståndet emellan dessa var kändt, beräkna ljusets hastighet. För att realisera denna tanke utskar Fizeau ur kanten af en rund skifva ML på lika afstånd från hvarandra lika stora stycken och af samma storlek och form som de kvarlämnade tänderna samt placerade denna skifva så, att vid tubens kringvridning tänderna bortskymde ljusbilden. Skifvans rotation åstadkoms genom ett hjulverk, som drefs af vikter, och sådana anordningar voro vidtagna, att man kunde förändra rotationshastigheten och noggrant bestämma densamma. Om rotationen sker någorlunda hastigt, dock ej hastigare, än att de strålar, som utsläppas, när en öppning emellan tänderna passerar förbi ljusbilden, hinna återkomma från andra stationen och på återvägen genomgå samma öppning, så ser man tydligen spegelbilden i tuben, och detta icke blott när öppningen är rätt framför fokus, utan äfven under den tid, då strålarna skymmas af tänderna, emedan, som bekant, ljusintrycket fortfar en tämligen lång stund, sedan ljuset blifvit utsläckt eller bortskymdt. Ökar man rotationshastigheten alltmera, så inträffar snart ett tillfälle, då reflexionsbilden utsläckes. När detta sker, är skifvans rotationshastighet så stor, att det ljus, som utgår ur öppningarna, vid sin återkomst från andra stationen hindras af närmaste tand att träffa fokus, medan intet ljus kan inkomma genom öppningarna, eftersom detta skulle ha utsläppts vid de tillfällen, då tänderna bortskymde ljuskällan. Emedan man nu känner skifvans rotationstid och tändernas antal, är det lätt att beräkna den tid, som åtgår emellan de ögonblick, då en öppning och närmaste tand inträda i fokus. På samma tid går ljuset två gånger afståndet emellan de båda stationerna. Häraf finnes lätt ljusets hastighet. Ökar man ytterligare skifvans rotationshastighet, återkommer snart reflexionsbilden ånyo, nämligen då det ljus, som utgår genom en öppning, återkommer genom den nästa. Men vid