La velocità della luce è una costante fondamentale (indicata dalla lettera c) oggi nota con grande precisione grazie al contributo di molti scienziati. Galileo fu fra i primi a occuparsene dando l'avvio a una lunga serie di esperimenti che portarono a una sempre più accurata determinazione di c. Al fine di sottolineare questo sforzo prolungato e duraturo si descriveranno in breve due esperimenti: quello suggerito da Galileo e quello di Fizeau del 1849. Si riporterà inoltre una tabella riassuntiva in cui sarà possibile vedere l'evoluzione storica di tale misura.

Esperimento con le lanterne (1667)

Due persone, per comodità A e B, si recarono sulla sommità di due colline che si trovavano a una distanza di circa un chilometro. A scoprì la sua lanterna e appena B vide la luce scoprì a sua volta la propria lanterna. Dividendo due volte la distanza fra A e B, per il tempo intercorso da quando A aveva scoperto la propria lanterna e l'arrivo del segnale dalla lanterna di B, si sarebbe dovuto ottenere il valore di c =(2D)/t.

Purtroppo il tempo di reazione umano è troppo lento per determinare c con accuratezza, ma nonostante l'insuccesso questo esperimento sanciva che la velocità della luce era finita e molto più veloce di quella del suono.

Esperimento di Fizeau con una ruota dentata (1849)

Fizeau utilizzò un fascio di luce ben collimato che veniva riflesso da uno specchio posto a 8 km di distanza, fra la fonte luminosa e lo specchio pose una ruota dentata. La luce per giungere allo specchio doveva passare fra un dente e l'altro, la velocità di rotazione della ruota dentata fu regolata in modo tale che la luce riflessa dallo specchio passasse nell'intervallo successivo a quello attraversato all'andata, così facendo la velocità della luce poteva essere calcolata come: c = (2D · v)/d; dove D è la distanza fra la ruota e lo specchio, v è la velocità di rotazione della ruota dentata e d è la distanza fa due spazi della ruota dentata. Il valore che Fizeau ottenne era di 315 000 km/s. L'apparato sperimentale di Fizeau fu alla base di misure successive da parte di Foucault e Michelson.

per ciò che concerne la seconda parte della domanda è da dire che le distanze in astronomia vengono misurate o per via diretta (parallasse trigonometrica) per distanze fino a centinaia di parsec (1pc è pari a circa 3 anni luce) o per via indiretta facendo riferimento a oggetti o classi di oggetti le cui luminosità intrinseche sono costanti e note, tali oggetti prendono il nome di indicatori di distanza.

Vengono chiamati primari gli indicatori utilizzati per misurare la distanza di oggetti al di fuori della nostra Galassia, la cui magnitudine assoluta può essere fissata attraverso l'osservazione di oggetti all'interno della nostra Galassia. I principali indicatori primari sono le variabili Cefeidi, le RR Lyrae, le Novae e le Supernovae Ia (distanze misurate da 500 a 30 milioni di parsec).

Per andare a misurare distanze ancora maggiori si fa riferimento a indicatori secondari che dipendono dalla nostra conoscenza della distanze di alcune galassie vicine, misurate per mezzo degli indicatori primari. Vengono utilizzati come indicatori secondari la luminosità delle stelle più brillanti delle galassie, le più brillanti regioni di idrogeno ionizzato nelle galassie ecc. Gli indicatori secondari permettono di fissare la costante H della legge di Hubble e quindi di arrivare a misurare distanze fino a miliardi di parsec.