e sıkı bir limit koymaktadır. Elde edilen limit kullanılan modele göre değişebilir.

Işığın hızının frekansına bağlı olarak değişmesinin başka bir sebebi de, quantum 
yerçekimindeki bazı teorilerde tahmin edildiği gibi, özel göreliliğin gelişigüzel küçüklükteki durumlarda uygulanamaması olabilir. 2009'da gamma ışını patlaması GB 090510'un gözlemlerinde farklı enerjilerdeki fotonların hızında bir değişme gözlemlenmemiştir, bu da Lorentz değişmezinin en azından Planck Uzunluğu'nun 1.2'ye bölümüne kadar onaylanması demektir. 
Bir çevrede ışık genel olarak c'ye eşit bir hızda yayılmaz; daha da fazlası, değişik ışık 
dalgaları değişik hızlarda ilerleyebilir. Düz bir dalganın ( bir frekansla bütün uzayı doldurabilen dalga) tavan ve taban yaparak yayıldığı hıza faz hızı denir. Ölçülebilir bir uzunluğu(ışık nabzı) olan gerçek bir fiziksel işaret farklı bir hızda ilerler. Nabzın en büyük bölümü grup hızında ilerlerken erken kısımları ön hızla ilerler.

Faz hızı ışın bir maddede ya da bir maddeden ötekine nasıl ilerlediğini belilerken önemlidir.
Kırılma endeksi olarak temsil edilir. Bir maddenin kırılma endeksi, c'nin maddedeki faz hızına oranı olarak tanımlanır. Bir maddenin kırılma endeksi ışığın frekansına, yoğunluğuna, polarizasyonuna ya da yayılma yönüne bağlı olabilir ama çoğu durumlarda maddeye bağlı bir sabit olarak görülebilir. Havanın kırılma endeksi yaklaşık olarak 1.0003'tür. Bose- Einstein Yoğuşuğu gibi egzotik maddelerde kırılma endeksi sıfıra yakın olabilir, bu da ışığın hızını saniyede yalnızca birkaç metreye kadar düşürebilir. Ancak, bu atomlar arasındaki emilim ve tekrar yayılma geçikmesini temsil eder. Işığın maddede yavaşlamasını ölmek için iki farklı fizikçi takımı ışığı rubidium elementinden yapılma bir Bose-Einstein Yoğuşuğu kullanarak durdurmayı denediler. Ancak bu denelerdeki "ışığın durması" tanımı yalnızca ışığın atomun daha kararsız hallerinde depolanması ve daha sonra gelişigüzel bir zamanda tekrar yayılması şeklinde olmuştur. "Durduğu" sürede ışık olmayı bırakmıştır. Bu tarz davranış genel olarak ışığı yavaşlatan tüm çevreler için doğrudur. 

Şeffaf maddelerde kırılma endeksi genelde 1'den büyüktür, yani faz hızı c'den küçüktür. 
Öteki materyallerde kırılma endeksinin bazı frekanslarda 1'den küçük olması olasıdır; bazı egzotik maddelerde kırılma endeksinin negatif olması dahi olasıdır. Nedenselliğin bozulmaması gereksinimi herhangi bir maddenin dieletrik sabitinin gerçek ve sanal kısımlarının Kremars- Kronig ilişkisiyle bağlı olduğunu ima eder. Pratic olarak, kırılma endeksinin 1'den küçük olduğu maddelerde dalganın emilimi o kadar hızlıdır ki c'den daha hızlı bir sinyal gönderilemez.

Farklı grup ve faz hızları olan bir nabız zaman içinde biter. Bu süreç ayrılım olarak bilinir. 
Bazı maddeler ışık dalgaları için çok düşük grup hızlarına sahiptir, yavaş ışık olarak adlandırılan ve deneylerle onaylanmış bir fenomen. Tam tersi, c'yi aşan grup hızları, aynı zamanda deneylerde gözlemlenmiştir. Anlık ya da zamanda geriye doğru hareket eden nabızlar için grup hızın sonsuz olması ya da negatif çıkması da mümkün olmalıdır.

Ancak, bu seçeneklerin hiçbiri bilginin c'den daha hızlı aktarılmasını sağlamaz. Erken 
kısımlarından daha hızlı bir nabızla bilgi yollamak mümkün değildir. 

Bir parçacığın bir maddenin içinde o maddenin faz hızından daha hızlı ilerlemesi 
mümkündür. Yüklü bir parçacık bunu iletken olmayan bir maddenin içinde yaptığı zaman Cherenkov Radyasyonu olarak bilinen bir şok dalgası yayılır. .

Işık hızı iletişimle alakalıdır: Tek yönlü ve gidiş-geliş gecikmeleri sıfırdan büyüktür. Bu 
küçükten astronomik ölçülere kadar geçerlidir. Öteki yandan, mesafe ölçümü gibi bazı teknikler ışığın ölçülebilir hızına da bağlı olabilir.

Süperbilgisayarda, ışık hızı bilgilerin işlemciler arasında ne kadar hızlı yollanabileceğine 
dair bir sınır oluştumaktadır. Eğer bir işlemci 1 gigahertz'den açılıyorsa bir sinyal bir döngüde maximum 30 cm ilerleyebilir. Bu yüzden işlemciler iletim gecikmesini minimuma indirmek için birbirilerine yakın konmalıdırlar, bu da soğutma sorunlarına neden olabilir. Eğer saat freanksları yükselmeye devam ederse ışık hızı tekil çiplerin tasarımında bir limit haline gelecektir.

Örneğin, dünyanın 40075 km ve c'nin de 300000 km/s civarında olduğunu düşünürsek 
bilginin kürenin yarısını gezeceği en kısa süre 67 milisaniyedir. Işık dünyada optik bir iplikte gezerken iletim süresi daha uzundur çünkü kırılma endeksine bağlı olarak ışık optik iplikte %35 civarıdna daha yavaş hareket eder. Ayrıca düz hatlar global iletişimlerde nadiren kullanılır ve sinyal eletronik düğmeden ya da sinyal üreticiden geçerken yavaşlar.

Benzer şekilde dünya ve uzay araçları arasındaki iletişim de anlık değildir. Kaynakla alıcı 
arasındaki mesafe arttıkça daha da belirginleşen bir gecikme vardır. Apollo 8 ayın yörüngesine giren ilk insanlı hava aracı olduğunda bu gecikme çok büyüktü: Her sorunun cevabı için yer kontrol istasyonu 3 saniye beklemek zorundaydı. Dünya ve Mars arasındaki gecikme 5-20 dakika arası değişebilir. 

NASA Jüpiter'in yörüngesinde dolaşan bir probedan bilgi almak için saatlerce beklemek 
zorundadır. Bu da bir navigasyon hatası durumunda düzeltmenin zamanında yetişememesi riskini ortaya çıkarmaktadır. 

Daha uzaktaki astronomik kaynaklardan ışık ya da farklı sinyaller almak bundan da uzun 
sürebilir. Uzak nesnelerin ışığın ölçülebilir hızı nedeniyle daha genç gözükmeleri astronomlara yıldızlarsın, galaksilerin hatta evrenin evrimini gözlemleme şansı vermiştir.

Bazen astronomik mesafeler, özellikle popüler bilim yayınlarında ve medyada ışık yılıyla 
ifade edilir. Işık yılı ışığın bir yılda katettiği mesafedir. Yaklaşık olarak bir ışık yılı 10 trilyon km ya da 6 trilyon mildir. Dünyaya güneşten sonraki en yakın yıldız uaklaşık 4.2 ışık yılı uzaklıktadır.

Radyo sistemleri bir hedefe olan mesafeyi radyo dalgasının antenden yansıtıldıktan sonra 
hedeften dönmesinin aldığı zamana göre ölçer. Global pozisyonlama sistemi(GPS) alıcısı GPS uydusuna olan uzaklığını uydulardan gelen sinyallerin süresine göre hesaplar ve uydularla arasındaki mesafeden kendi yerini hesaplar. Lunar Lazer Menzilleme deneyi, radar astronomisi ve Derin Uzay Ağı Ay'a, gezegenlere ve uzayaraçlarına olan mesafeleri sinyallerin gidiş-geliş sürelerine göre hesaplarlar.

Işık hızı yüksek frekanslı alım-satımda giderek daha önemli hale gelmektedir. Tüccarlar 
mallarını birkaç saniye önce teslim ederek dakika avantajı sağlamaya çalışmaktadır. Örneğin; tüccarlar mikrodalga iletişimi optik-fiber iletişime tercih ediyorlar çünkü optik-fiber sinayaller ışıktan %30-40 daha yavaş hareket ederken mikrodalgalar havada ışık hızına yakın hızlarda hareket ederler.

c'nin değerini belirlemenin farklı yolları vardır. Bir yol, ışığın yayıldığı gerçek hızı 
hesaplamaktır ki değişik astronomik ve dünya temelli adımlarla yapılabilir. Ancak "ε" ve "μ" gibi fiziksel değerlerin c ile bağlantısı kurularak da hesaplanabilir. Tarihte en isabetli ölçümler, ışığın dalgaboyu ve frekansı tek tek hesaplanıp sonuçlar c'ye eşitlenerek elde edilmiştir.

Dış uzay, büyük boyutu ve mükemmele yakın boyutu sayesinde c'yi ölçmek için son derece 
elverişlidir. Tipik olarak, birisi ışığın belirli bir referans sistemindeki mesafeyi katetmesi için gerek zamanı ölçer. Tarihte bu tip ölçümler, referans uzaklığın dünya temelli birimlerle ne kadar isabetli olarak ölçüldülğüne göre, son derece isabetli olarak yapılabilmiştir. Elde edilen sonuçlar gün başına Astronomik Birimerle(AU) ifade edilir.

Ole Christensen Romer astronomik ölçümleri kullanarak ışığın mikratsal hızının ilk 
tahminlerini yapmıştır. Dünyadan ölçüldüğü zaman uyduların gezegenlerin etrafında dönme hızı dünya gezegelere yaklaşırken, uzaklaşıkerkenki hızlarından daha fazladır. ışığın gezegenden dünyaya katettiği mesafe, dünya yörüngesinde o gezene en yakın konumundayken daha kısadır, mesafedeki fark dünyanın Güneş etrafındaki yörüngesinin çapıdır. Uydunun periyorundaki değişim ışığın uzak ya da yakın mesafeyi katetmesindeki zaman farkından oluşmaktadır.

Bir başka metodsa 18. yüzyılda James Bradley tarafından keşfedilen "ışığın sapması"dır. Bu 
etki, uzaktaki bir kaynaktan ulaşan ışığın hızına gözlemcinin hızının vektör olarak eklenmesiyle oluşur. Hareketli bir gözlemci ışığı farklı bir noktadan gelirken gözlemler ve kaynağın yerini farklı görür. Dünya Güneş'in etrafında döndükçe dünyanın hızının yönü değiştiği için bu yıldızların hareket ettiği izlenimi verir. Yıldızların konumunun açısal farkından ışığın hızını dünyanın güneş etrafındaki hızı cinsinden yazmak mümkündür. 1729'da Bradley bu metodu kullanarak ışığın dünyanın yörüngedeki hızından 10,210 kat daha hızlı hareket ettiğini öne sürmüştür. 
AU yaklaşık olarak dünya ile güneş arasındaki mesafedir. 2012'de net olarak 149 597 870 700 
m. olarak yeniden tanımlanmıştır. Daha önce AU SI birimleri ile değil, Güneş tarafından uygulanan yerçekimi kuvvetinin klasik mekanik çerçevesindeki koşullarıyla ifade edilmiştir. Güncel tanım , AU'nun önceki tanımının tavsiye edilen şekilde metre ile ifade edilmiş halini kullamaktadır. Bu yeniden tanımlama , ışık hızını saniye başına AU'da sabitlemiştir.

Daha önce c'nin tersi saniyede AU olarak ifade edilmiş ve radyo sinyallerinin Güneş 
Sistemin'deki araçlara ulaştığı zaman kullanılırak hesaplanmıştır. Bu tarz birçok hesaplama birleştirilerek birim uzaklık başına ışık zamanı için en iyi değer elde edilebilir. Örneğin; 2009'da Uluslararası Astronomik Birlik tarafından kabul edilen en iyi tahmin:
Bu hesaplardaki göreceli hesap hatası milyarda 0.02'dir. Metre belli bir zamanda ışık tarafından katedilen mesafe olarak tanımlandığı için, ışık zamanının önceki AU tanımı ile ölçülmesi eski AU'nun metre ile ölçülmesi olarak yorumlanabilir.[Note 7]

Işık hızını ölçmenin bir metodu da ışığın bilinen bir noktaki bir aynaya gitme ve geri dönme 
hızının hesaplanmasıdır. Bu Fizeau-Foucault düzeneğinin arkasındaki prensiptir ve Hippolyte Fizeau ve Leon Foucault tarafından geliştirilmiştir. 

Fizeu tarafından kullanılan bu düzenek