光線彎曲

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。

廣義相對論光線彎曲預言的驗證，通過直接面對大眾的媒體，和一些科學文化類書籍，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》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）多么真實的光線彎曲啊，多么漂亮的驗證啊！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”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，直接關係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鑑意義。

基本介紹

• 中文名：光線扭曲
• 引發原因：空間的波動
• 類別：物理學術語

預言和證實

簡要澄清

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，大質量物體可能會像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（Johann von Soldner，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。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里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年回到蘇黎世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。

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範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-Dicke Theory）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%。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。

預言的驗證歷史

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。

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（Arthur Eddington 1882-1944）。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″。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複雜的觀測中，導致最後結果產生誤差的因素很多。(百科網友補充道：光線在不同密度的空氣中是彎曲的。這個我們在海市蜃樓和強光照射的馬路上都是知道原理的，所以光線經過太陽周圍，由於空氣密度不同發生彎曲也可以成為誤差的一個因素。)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（室內溫度或是經過一定處理後溫差會減小一些）。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″。

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。美國人在茅利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準備，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，用水泥封住瞭望遠鏡上的止動銷，到11月初再回去拍攝了比較底片。用精心設計的計算程式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

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。

表2 太陽對無線電波偏折的射電觀測結果

年

地點

觀測值與廣義相對論預言值之比

1970

Owens Valley

1.01±0.11

1970

Goldstone

1.04±0.15

1971

(American) National RAO

0.90±0.05

1971

Mullard RAO

1.07±0.17

1973

Cambridge

1.04±0.08

1974

Westerbork

0.96±0.05

1974

Haystack/National

0.99±0.03

1975

(American) National RAO

1.015±0.011

Westerbork

1.04±0.03

1976

(American) National RAO

1.007±0.009

1984

VBLI

1.004±0.002

1991

VBLI

1.0001±0.0001

認識歷程

根據前述的對光線彎曲的驗證歷史，似乎就存在這樣一個疑問：難道只能說直到1973年甚至1991年才能說愛因斯坦的廣義相對論才成為“正確”的理論？為了消解這個疑問，筆者認為需要在三個層面上談廣義相對論的正確性問題，

公眾眼中

第一個層面是在一般公眾眼裡廣義相對論的正確性問題。

在1919年11月6日召開的英國皇家天文學會和皇家學會聯合舉行的大會上，天文學家羅伊爾宣布：“星光確實按照愛因斯坦引力理論的預言發生偏折”。第二天，歷來謹慎的英國《泰晤士報》（Times）赫然出現醒目的標題文章：“科學中的革命”，兩個副標題是“宇宙新理論”、“牛頓觀念的破產”（Pais, p.306-307）。1919年12月14日《柏林畫報》（Berliner Illustrierte Zeitung）周刊的封面刊登了愛因斯坦的照片，並配上這樣的標題說明：“世界歷史上的一個新偉人：阿爾伯特·愛因斯坦，他的研究標誌著我們自然觀念的一次全新革命，堪與哥白尼、克卜勒、牛頓比肩。” （Pais, p.308）

從廣義相對論提出之後半個多世紀裡人們對光線彎曲預言的檢驗情況來看，1919年所謂的驗證在相當程度上是不合格的。但毋庸置疑的是，愛因斯坦因這次驗證的公布獲得了極大的榮譽。在媒體的宣傳下，愛因斯坦迅速成為一個傳奇人物，一個萬人敬仰的英雄。1921年愛因斯坦首次訪問英國，下榻在負責接待的霍爾丹勳爵在倫敦的住所，霍爾丹的女兒見到這位著名的客人來到她家時激動得暈了過去。

英雄的行為總與正確、正義等屬性聯繫在一起。在那個世界上還沒有幾個人能理解廣義相對論的年代，《泰晤士報》和《柏林畫報》等媒體的讀者們顯然大多已把廣義相對論當作正確的理論接受了。而事實上，如今的媒體和大多數科學史家、科學哲學家也都把1919年的日食觀測當作證實了愛因斯坦理論的觀測。

愛因斯坦本人

第二個層面是廣義相對論提出者愛因斯坦本人眼裡廣義相對論的正確性問題。

愛因斯坦是如何看待他的理論作出的預言和觀測驗證的呢？早在1914年，愛因斯坦還沒有算出正確的光線偏折值，就已經以十分的自信在給貝索（Besso）的信中說：“無論日食觀測成功與否，我已毫不懷疑整個理論體系的正確性（correctness）。”（Pais, p.303）

還有一個故事也廣泛流傳，說的是當光線彎曲預言被英國人的日食觀測證實的訊息傳來時，愛因斯坦正在上課，一位學生問他，假如他的預言被證明是錯的，他會怎么辦？愛因斯坦回答說：“那么我會為親愛的上帝覺得難過，畢竟我的理論是正確的。”（Pais, p.30）

關於廣義相對論的預言和觀測驗證，愛因斯坦有他自己的觀點。1930年愛因斯坦寫道：“我認為廣義相對論主要意義不在於預言了一些微弱的觀測效應，而是在於它的理論基礎和構造的簡單性。”（Pais, p.273）在愛因斯坦看來，是廣義相對論內在的簡單性保證了它的“正確”性。1919年的證實確實給愛因斯坦帶來了榮譽，但那是科學理論之外的事情；1919年的證實或許還讓更多的人“相信”廣義相對論是“正確”的，但這種證實很大程度上只是起到了“說服”的作用。

從科學史上來看，精密的數理科學的進步模式確實有著這樣的規律和特點：它們往往是運用了當時已有的最高深的數學知識而構建起來的一些精緻的理論模型，它們的“正確”性很大程度上由它們內在的簡單性和統一性所保證。雖然它們必然會給出可供檢驗的預言，譬如哥白尼日心說預言了恆星周年視差，愛因斯坦廣義相對論預言了光線彎曲，霍金的黑洞理論預言了霍金輻射，但不必等到這些預言被證實，那些理論就應該並已經被當做科學理論。

科學家和研究人員

第三個層面是科學家和相關研究人員眼裡廣義相對論的正確性問題。

眾所周知，愛因斯坦在1921年獲得諾貝爾獎物理學獎是由於他提出的光量子理論。瑞典皇家科學院諾貝爾物理學獎委員會主席阿雷紐斯在頒獎致辭中總結愛因斯坦的主要物理學工作時提到“愛因斯坦第三方面的研究是關於普朗克在1900年所創立的量子理論的研究，他特別是為此項研究才獲得諾貝爾獎。”阿雷紐斯在致辭中當然也提到了愛因斯坦的相對論工作，但他把相對論說成是“從根本上說是與認識論有關的”，“著名的哲學家柏格森（Bergson）在巴黎批評了這個理論”，並且“天體物理學界也對此理論持懷疑態度，因為相關結論目前正在受到嚴格的檢驗。”顯然在這位諾貝爾物理學獎委員會主席眼裡，兩年前英國人的所謂驗證似乎沒有發生過。

所謂天體物理學界的懷疑，可以從下面的例子可見一斑。1920年在華盛頓召開了一次天文學史或者說宇宙學史上的一次重要會議，這次會議的主要目的是為沙普利（Harlow Shapley）和柯蒂斯（Heber Curtis）提供場所，為他們各自關於宇宙結構的觀點展開了辯論。這次會議在科學史上被稱作“大辯論”。“大辯論”的組織者阿伯特（C.G.Abbot）拒絕把相對論當作為一個可能的會議議題，他說：“我向上帝祈禱，科學的進步會把相對論送到第四維空間之外的某個地方，它就永遠不會從彼處回來折磨我們了。”

雖然說，可以把這位阿伯特看作是反對廣義相對論的極端例子。但科學史的史實是，在專業領域內，廣義相對論走過了比狹義相對論更為曲折的道路。在廣義相對論提出後的較長一段時期里，物理學家對廣義相對論不感興趣。正如史蒂芬·溫伯格曾指出的那樣，當時在最基本的層次上研究物質的全部現代物理學，在很大程度上依靠兩大支柱：一是狹義相對論，二是量子力學。也就是說，廣義相對論與狹義相對論不同，它對於當時主要的研究課題如物質理論和輻射理論並不是必須的。

除了對廣義相對論不感興趣的一部分科學家之外，另外一部分對之感興趣的，則在對廣義相對論進行更嚴格更精密的檢驗。就光線彎曲預言來說，從1919年到1973年，進行了12次光學觀測檢驗；另外從1970年到1991年又還進行了12次射電觀測檢驗。

在愛因斯坦看來，似乎無須這些檢驗，早在1914年他的理論已然由內在的簡單性保證其正確了；在一般大眾看來，1919年的檢驗就已經足夠證明廣義相對論是正確的。那么1919年以後幾十年里對光線彎曲的檢驗還有什麼意義呢？

筆者以為，通過觀測來證實某一理論，對於該理論被科學共同體接受有至關重要的作用。在理論提出者譬如愛因斯坦來說，他自信理論的正確性有內在的保證。而對於更多的其他人，他們並沒有能力在深刻理解理論的基礎上來判斷該理論的正確性，所以只能採取“預言－證實”這樣一種在其他場合也能行之有效的模式來判斷理論的正確性。假如那位阿伯特能活到1991年，只要他使用科學共同體通行的科學思維和科學方法對待問題，那么他也必定承認廣義相對論在萬分之一的精度範圍內是正確的。

現象描述

指光在受到空間的波動牽扯導致路線偏移彎曲。

發生實例

引力波的觀測原理

相關詞條

參考中文百科詞條中：相對論，光速不變原理，超光子，時間進程，洛侖茲坐標變換，鐘慢效應，速度效應，超光速，洛侖茲變換，極限速度，狹義相對論，時間隧道，雙生子佯謬。