光會彎曲嗎？_大眾科普網

光是會彎曲的，這種彎曲並不是像樓上說的那的，折射，反射等現象，而是在均勻介質中彎曲

光線在通過強引力場附近時會發生彎曲，這是廣義相對論的重要預言之一。[1]然而通過直接面對大眾的媒體，和一些科學文化類書籍，廣義相對論光線彎曲預言的驗證，往往被戲劇化、簡單化和誇張地再現給觀眾和讀者。譬如在一部藝術地再現愛因斯坦一生的法國電影《愛因斯坦》[2]中，有這樣一個鏡頭，1919年秋季某一天在德國伯林，愛因斯坦舉著一張黑乎乎的照相底片，對普朗克說：（大意）多麼真實的光線彎曲啊，多麼漂亮的驗證啊！而一些科學類讀物中的說法，譬如“愛丁頓率領著考察團，去南非看日食，真的看見了”[3]這樣的描述也過於粗略，容易產生誤導。
理論預言是否已經被觀測證實，直接關系到該理論應否被人們接受為正確理論。因此，筆者以為，廣義相對論作出光線彎曲的預言後，對該預言驗證的真實歷史如何，值得做一番認真的考查。並且，在此考查基礎上，筆者將對廣義相對論在何種意義上、在什麼時候才成為正確的理論作進一步的討論。該討論對於如何看待科學史上其他理論的正確性問題也應該具有一定的借鑒意義。
圍繞光線彎曲的預言和證實，有以下三個方面的史實容易產生混淆。在敘述驗證光線彎曲預言的真實歷史之前，先分別作簡要澄清。
首先，光線彎曲不是廣義相對論獨有的預言。早在1704年，持有光微粒說的牛頓就提出，大質量物體可能會象彎曲其他有質量粒子的軌跡一樣,使光線發生彎曲。一個世紀後法國天體力學家拉普拉斯獨立地提出了類似的看法。1804年德國慕尼黑天文台的索德納（johannvonsoldner，1766-1833）根據牛頓力學，把光微粒當做有質量的粒子，預言了光線經過太陽邊緣時會發生0.875角秒的偏折。[4]但是在十八世紀和十九世紀裡光的波動說逐漸占據上風，牛頓、索德納等人的預言沒有被認真對待。
1911年，時為布拉格大學教授的愛因斯坦才開始在他的廣義相對論框架裡計算太陽對光線的彎曲，當時他算出日食時太陽邊緣的星光將會偏折0.87角秒。1912年回到蘇黎士的愛因斯坦發現空間是彎曲的，到1915年已在柏林普魯士科學院任職的愛因斯坦把太陽邊緣星光的偏折度修正為1.74角秒。[5]
其次，需要觀測來檢驗的不只是光線有沒有彎曲，更重要的是光線彎曲的量到底是多大，並以此來判別哪種理論與觀測數據符合得更好。這裡非常關鍵的一個因素就是觀測精度。即使觀測結果否定了牛頓理論的預言，也不等於就支持了廣義相對論的預言。只有觀測值在容許的誤差范圍內與愛因斯坦的預言符合，才能說觀測結果支持廣義相對論。二十世紀六十年代初，有一種新的引力理論――布蘭斯－迪克理論（brans-dicketheory）也預言星光會被太陽偏折，偏折量比廣義相對論預言的量小8%。[6]為了判別廣義相對論和布蘭斯－迪克理論哪個更符合觀測結果，對觀測精度就提出了更高的要求。
第三，光線彎曲的效應不可能用眼睛直觀地在望遠鏡內或照相底片上看到，光線偏折的量需要經過一系列的觀測、測量、歸算後得出。要檢驗光線通過大質量物體附近發生彎曲的程度，最好的機會莫過於在發生日全食時對太陽所在的附近天區進行照相觀測。在日全食時拍攝若干照相底片，然後等若干時間（最好半年）之後，太陽遠離了發生日食的天區，再對該天區拍攝若干底片。通過對前後兩組底片進行測算，才能確定星光被偏折的程度。
這裡還需要指出，即使是在日全食時，在緊貼太陽邊緣處也是不可能看到恆星的。以1973年的一次觀測為例，被拍攝到的恆星大多集中在離開太陽中心5到9個太陽半徑的距離處（見圖1），所以太陽邊緣處的星光偏折必定是根據歸算出來的曲線進行外推而獲得的量。靠近太陽最近的一、二顆恆星往往非常強烈地影響最後的結果。

圖11973年日食觀測所得的星光偏折值與恆星離開太陽距離的關系（《日全食》，206頁）

3

在廣義相對論光線彎曲預言的驗證歷史上，一個重要的人物就是英國物理學家愛丁頓（arthureddington1882-1944）。1915年愛因斯坦給出太陽邊緣恆星光線彎曲的最後結果時，正值第一次世界大戰各方交戰正酣。處在敵對國家中的愛丁頓通過荷蘭人了解到了愛因斯坦理論，並對檢驗廣義相對論關於光線彎曲的預言十分感興趣。一戰結束後，愛丁頓說動了英國政府資助在1919年5月29日發生日全食時進行檢驗光線彎曲的觀測。英國人為那次日食組織了兩個觀測遠征隊，一隊到巴西北部的索布拉爾（sobral）；另一隊到非洲幾內亞海灣的普林西比島（principe）。愛丁頓參加了後一隊，但他的運氣比較差，日全食發生時普林西比的氣象條件不是很好。1919年11月兩支觀測隊的結果被歸算出來：索布拉爾觀測隊的結果是1.98〃±0.12〃；普林西比隊的結果是1.61〃±0.30〃。[7]1919年11月6日，英國人宣布光線按照愛因斯坦所預言的方式發生偏折。
但是這一宣布是草率的，因為兩支觀測隊歸算出來的最後結果受到後來研究人員的懷疑。天文學家們明白，在檢驗光線彎曲這樣一個復雜的觀測中，導致最後結果產生誤差的因素很多。其中影響很大的一個因素是溫度的變化，溫度變化導致大氣擾動的模型發生變化、望遠鏡聚焦系統發生變化、照相底片的尺寸因熱脹冷縮而發生變化，這些變化導致最後測算結果的系統誤差大大增加。愛丁頓他們顯然也認識到了溫度變化對儀器精度的影響，他們在報告中說，小於10°f的溫差是可以忽略的。但是索布拉爾夜晚溫度為75°f，白天溫度為97°f，晝夜溫差達22°f。後來研究人員考慮了溫度變化帶來的影響，重新測算了索布拉爾的底片，最大的光線偏折量可達2.16〃±0.14〃。[8]
底片的成像質量也影響最後結果。1919年7月在索布拉爾一共拍攝了26張比較底片，其中19張由格林尼治皇家天文台的天體照相儀拍攝，這架專門用於天體照相觀測的儀器聚焦系統出了一點問題，所拍攝的底片質量較差，另一架4英寸的望遠鏡拍攝了7張成像質量較好的底片。按照前19張底片歸算出來的光線偏折值是0.93〃（《天文學名著選譯》，p.460），按照後7張底片歸算出來的光線偏折值卻遠遠大於愛因斯坦的預言值。最後公布的值是所有26張底片的平均值，只不過前19張底片的加權值取得較小。1929年德國的研究人員對英國人的觀測結果進行驗算後發現，如果去掉其中一顆恆星，譬如成像不好的恆星，會大大改變最後結果（《日全食》，200-201頁）。
後來1922年、1929年、1936年、1947年和1952年發生日食時，各國天文學家都組織了檢驗光線彎曲的觀測，公布的結果與廣義相對論的預言有的符合較好，有的則嚴重不符合。但不管怎樣，到二十世紀六十年代初，天文學家開始確信太陽對星光確有偏折，並認為愛因斯坦預言的偏折量比牛頓力學所預言的更接近於觀測。但是廣義相對論的預言與觀測結果仍有偏差，愛因斯坦的理論可能需要修正。
1973年6月30日的日全食是二十世紀全食時間第二長的日全食，並且發生日全食時太陽位於恆星最密集的銀河星空背景下，十分有利於對光線偏折進行檢驗。美國人在毛裡塔尼亞的欣蓋提沙漠綠洲建造了專門用於觀測的絕熱小屋，並為提高觀測精度作了精心的准備，譬如把暗房和洗底片液保持在20°c、對整個儀器各個部分的溫度變化進行監控等等。在拍攝了日食照片後，觀測隊封存了小屋，用水泥封住了望遠鏡上的止動銷，到11月初再回去拍攝了比較底片。用精心設計的計算程序對所有的觀測量進行分析之後，得到太陽邊緣處星光的偏折是1.66〃±0.18〃（《日全食》，206頁）。這一結果再次證實廣義相對論的預言比牛頓力學的預言更符合觀測，但是難以排除此前已經提出的布蘭斯－迪克理論。

表1多次日食期間對光線彎曲的光學觀測結果[9]

日期
地點
結果及誤差（角秒）

1919年5月29日
sobral
1.98±0.16

principe
1.61±0.40

1922年9月21日

australia
1.77±0.40

1.42－2.16

1.72±0.15

1.82±0.20

1929年5月9日
sumatra
2.24±0.10

1936年6月19日
ussr
2.73±0.31

japan
1.28－2.13

1947年5月20日
brazil
2.01±0.27

1952年2月25日
sudan
1.70±0.10

1973年6月30日
mauritania
1.66±0.18

光學觀測的精度似乎到了極限，人們想到通過觀測太陽對無線電波的偏折來檢驗廣義相對論的預言。從1970年左右開始進行了這樣的觀測，1974年到1975年間，福馬倫特（a.b.fomalont）和什拉梅克（r.a.sramek）利用甚長基線干涉技術，觀測了太陽對三個射電源的偏折，最後（1976年）得到太陽邊緣處射電源的微波被偏折1.761〃±0.016〃。終於天文學家以誤差小於1％的精度證實了廣義相對論的預言，到1991年利用多家天文台協同觀測的技術，以萬分之一的精度證實了廣義相對論對光線彎曲的預言。只不過這時觀測的不再是看得見的光線而是看不見的無線電波。
會的當遇到引力特別強的東西比如黑洞光就會彎曲甚至消失··