光速是有限还是无限，到17世纪还有争议，笛卡尔认为是无限的，伽利略认为是有限的。17世纪初，伽利略用测量声速的方法来测量光速，他让两个人各提一盏有遮光板的灯，并分别站在相距约1．6千米的地方，令第一个人先打开他的灯，同时开始计时；第二个人见到第一个人的灯亮时，立刻打开自己的灯；当第一个人看见第二个人的灯亮时，停止计时，这样测出光从第一个人到第二个人再返回所用的时间，再测出两地的距离，就可以计算出光的速度。从原理上讲，伽利略的方法是对的，但是实验失败了。这是因为光速很大，1/7秒能绕地球一周多，靠当时的条件在地球上用通常测声速的方法测光速是难以实现的。于是，人们把测光速的场地移到太空。在伽利略去世后约30年，丹麦王文学家罗默在观察木星的卫星食中，于1676年指出光速是有限的。

木星是一个周期为12年的太阳行星，它有11个卫星——木星的月亮，其中4个最亮的可用合适的望远镜看到，它们绕木星旋转的轨道平面几乎重合于地球和木星绕太阳旋转的轨道面。因而木星的卫星每绕木星一周将在进入木星影处发生一次蚀。最接近于木星的卫星，其周期是42小时28分16秒（约为7/4天），它走过自己直径那样的距离约需3．5分钟，因而用望远镜可以观察到它刚发生蚀的瞬间，在这个系统里，木星的卫星蚀，一方面作为一个信号供地球上人来观察，同时，此卫星蚀的周期过程又是一个准确的时钟，如果地球相对于木星的距离不变，或者光速为无限大（信号由木星那里传到地球不需要时间），则每隔42小时28分16秒自然就看到该卫星的蚀一次。但是，众所周知，光速不是无限大，并且地球每时都在改变着它与木星的距离，所以在地球上看到的木星的卫星相邻蚀之间的时间间隔是变化的。显然这个变化与地球相对于木星的距离的变化和光速的大小有关。

罗默经过长期细心的观察，他发现：若地球在E1和木星在J1看到一次木星卫星蚀，再用平均周期推算此后任一次蚀的时间，则后一次蚀一般地并不刚好发生在所推算的时间。例如当地球在经过E1之后约三个月行至E2处，实际看到蚀的时间较推算出的时间延迟了约10分钟。这是因为当地球在作自E1向E2而达E3的运动时，地球与木星的距离在逐渐增大，自木星来的任一信号都必须比前一信号多走一些距离才到达地球。经过由E1到E2的三个月，所有相邻蚀的时间延迟的总和约为10分钟。当地球继续由E2经过E4而向E5运动时，地球与木星的距离在逐渐减小，自木星来的任一信号都比前一信号少走一些距离。罗默从他的测量得出，光走过与地球轨道半径等长的距离所需的时间约为11分钟。在罗默的时代只知道地球轨道半径的近似值，当取此半径为149．7×106千米时，算得光速c=215000千米/秒。

在地球上较短的距离内用实验的方法测出光速是19世纪中叶的事了。1849年法国物理学家菲索用“齿轮法”测出光速。从光源S发出的光，射到半镀银的平面镜A上，经A反射后，从齿轮N的齿间空隙射到反射镜M上，然后再反射回来，通过半镀银镜射入观察者眼中。如果使齿轮转动，那么在光从齿间到达M再反射回齿间的时间Δt内，齿轮将转过一个角度。如果这时齿a和a′间的空隙恰好被a所占据，则反射回来的光被遮断，因而观察者将看不到光。但如果这时齿轮恰好转到下一个齿间空隙，由M反射回来的光从齿间空隙通过，观察者就能重新看到光。齿轮的齿数已知，测出齿轮的转速，可算出齿轮转过一个齿的时间Δt，再测出M、N间的距离，就可以算出光速。菲索当时测得空气中的光速：c=315300千米/秒。1851年，法国物理学家傅科用旋转镜法测得空气中的光速：c=298×108米/秒。傅科还第一次测出了光在水中的传播速度为2．23×108米/秒，相当空气中光速的四分之三。

1924—1927年，美国科学家迈克尔孙综合菲索和傅科测光速方法的优点，用旋转棱镜法，在美国海拔5500米、相距35千米的威尔孙山和圣安东尼奥山进行实验，精确地测得光速：c=299796±4千米/秒。非常接近1975年第15届国际计量大会决议采用的光速值c=299792．458±0．001千米/秒。他就在这次测量过程中中风，于1931年去世。

在激光得以广泛应用以后，开始利用激光测量光速。其方法是测出激光的频率和波长，应用c=λν计算出光速c，这种方法测出的光速是最精确的。根据1975年第15届国际计量大会决议，把真空中光速值定为c=299792458米/秒。在通常应用多取c=3×10^8米/秒。