1919年11月7日，《倫敦時報》頭版頭條刊登了一篇“科學革命/新宇宙理論/牛頓思想被推翻”的報道，一經發出，立即在全世界引起了轟動。愛因斯坦這位名不見經傳的德國科學家因此名聲大噪，同時也將他的理論廣義相對論的奇異概念和複雜數學帶到大眾面前。從那以後，愛因斯坦的光環一直閃耀至今。英國曆史學家保羅約翰遜甚至認為：“現代”就始於這一事件。
愛因斯坦和他對太陽引起的光線偏折的預言 │ 圖源：維基百科
引發如此騷動的事件是在1919年5月人類在日全食期間首次成功測量了太陽引起的光線偏折，偏折角度與愛因斯坦廣義相對論的預言一致，卻與人們堅信的牛頓引力理論的預言大相徑庭。今天，就讓我們一起看看光線偏折投射的奪目光彩。
01光線偏折：引力理論的角逐戰場
大家都知道，光在均勻介質中是以直線傳播的，但可以被透鏡、鏡子和引力場所偏轉。牛頓力學預測，一個以光速飛行的粒子，如果恰好掠過太陽的表面，將被偏轉0.875角秒（1°= 3600 角秒 ）。
太陽引起的光線偏折示意圖 │ 圖源：紫金山天文臺
早在1911年，愛因斯坦就預測了由太陽引力所引起的光線偏折應為0.875角秒，並提議在隨後的日全食期間測量太陽的光線偏折效應，但受阻於第一次世界大戰和氣象原因，未能成功觀測。1915年11月，隨著廣義相對論的日趨完善，愛因斯坦認識到太陽的光線偏折效應是他早期預測值的兩倍，即1.75角秒。
從現在的角度來看，我們知道愛因斯坦在1911年的原始推導沒有任何缺陷或錯誤，只是他相當於用牛頓理論來計算以光速運動的粒子的偏折。翻倍是由於牛頓理論下的光線偏折效應沒有考慮到空間曲率的影響。
此外，廣義相對論認為，牛頓偏折和空間曲率效應的大小是相同的；而在後續人們提出的其它引力理論中，牛頓偏折是相同的，但空間曲率效應有所不同。後來，人們發展了一套融合多種引力理論的方法論，取名為後牛頓理論，並用引數γ來描述空間曲率，以區分不同的引力理論[1]。對於廣義相對論來說，γ = 1。孰是孰非，就要靠觀測來驗證了。精確測量光線偏折角度，得到高精度的空間曲率引數，便是檢驗或者區分廣義相對論和其它不同引力理論的一種方法。
引力作用下空間發生彎曲，彎曲程度由引數γ描述。│ 圖源：維基百科
02光線偏折測量的歷史
〇 日食探險驗證
1919年3月8日，就在一戰停戰四個月後，兩支探險隊從英國啟航，計劃在日食期間測量廣義相對論預言的光線偏轉。英國劍橋大學的阿瑟·斯坦利·愛丁頓出發前往赤道幾內亞海岸外的普林西比島；安德魯·克羅梅林率領另一支隊伍前往巴西北部的索布拉爾市。他們將在日全食期間，用望遠鏡和照相底片拍攝被遮蔽的太陽和周圍的恆星，然後將這些照片與幾個月前太陽遠離這個區域時拍攝的恆星的照片進行位置比較。
1919年5月29日，日全食如約而至，兩個觀測隊都成功地拍攝了日全食期間的照片。經過處理和計算，兩支隊伍測得的偏折角分別為1.60 ± 0.31和1.98 ± 0.12角秒，更接近愛因斯坦的預測值，而與牛頓的不符。廣義相對論得到首次驗證。1919年11月6日，愛丁頓在倫敦皇家學會宣佈了這次太陽引發的的光線偏折的測量結果，也向世界宣告了廣義相對論的勝利，從而出現了文章開頭的一幕。
從1919年的首次測量到20世紀70年代，天文學家又陸續進行了多次日食探險。儘管不同的測量給出的數值在廣義相對論預測的0.75到1.50倍之間，測量精度也沒有提高，但是幾乎沒有人懷疑愛因斯坦擊敗了牛頓。
愛丁頓1919年日食實驗的照片之一 │ 圖源：維基百科
〇 光學與射電光線偏折測量
20世紀60年代至今，大批天文發現不斷證明廣義相對論在天體物理學中的中心地位，同時空間專案和射電甚長基線干涉技術的發展為更精確地測量光線偏折效應、檢驗廣義相對論提供了新的機遇。
歐洲航空局的依巴谷空間衛星（左）和美國的甚長基線干涉陣（VLBA，右）│ 圖源：維基百科
針對太陽所引起的光線偏折，歐洲航空局的依巴谷（Hipparcos）光學天體測量衛星測量得到的引數 γ 的精度達到0.2%；相對於光學測量，甚長基線干涉技術在測量γ上發揮了更重要的作用，用甚長基線干涉（VLBI）測量光線偏折始於1969年，隨著技術的不斷髮展，到目前為止，γ的最高測量精度已達到9×10⁻⁵。[1]
引數γ的測量歷史，測量精度在逐步提升[2]
〇 光線偏折效應的高精度測量
本世紀初，紫金山天文臺徐燁研究員及其合作者發展了VLBI高精度天體測量技術，使天體位置的測量精度能夠達到幾十微角秒，並將其成功應用於測量天體的位置、距離和運動，進而研究銀河系旋臂結構和運動學性質[3]。該技術至今仍在國際上遙遙領先。基於這一高精度天體測量技術，精確測量太陽系行星引力場檢驗廣義相對論如虎添翼。
根據廣義相對論的計算，太陽系的大衛星（如月球，木衛三等）引發的光線偏折能夠達到幾十微角秒，對於行星而言更高，如木星的光線偏折效應最大可以達到16毫角秒。這些因素都會影響天體的位置測量精度。所以，精確測量太陽系行星、大衛星引起的光線偏折並加以校準，也是未來實現（亞）微角秒級高精度天體測量的基礎。
木星在所有行星與大衛星中的光線偏折效應是最強的，最容易被測量到。在2020年10月與2021年2月間，紫臺團隊申請了VLBA的4次觀測，在綜合考慮大氣、儀器等影響因素，並進行復雜資料處理之後，測得天體的位置精度約為20微角秒，進而得到關鍵引數：γ = 0.984 ± 0.037 [4]。
遙遠天體發出的光線在行星引力場作用下發生偏折│圖源：作者
與以往的研究相比，這次的研究首次考慮了多引力天體引發的光線偏折的疊加效應；精確測量了行星與大衛星引發的光線偏折，並檢驗了廣義相對論。未來將逐步把光線偏折效應延伸至各個行星，各個衛星，乃至所有太陽系天體。
與太陽相比，測量行星與大衛星的光線偏折效應有哪些優勢呢？
●行星與衛星大氣的影響遠低於太陽大氣的影響：
研究表明，從火星發射的光線掠過太陽表面時，在1 GHz的頻率處，光線會被太陽大氣偏折達到約25角秒，遠高於太陽引力引發的光線偏折（約1.75角秒）。而且太陽大氣的變化非常劇烈，這使得估計太陽大氣引發的光線偏折非常困難，也就很難分離出太陽引力引發的光線偏折。相對來說，行星大氣的影響要小很多，這是用行星檢驗引力論的一個優勢。
●形狀優勢：
對於質量分佈均勻的球體，在計算它的引力時，可以把它看作是質量都集中在球心的質點，然而，天體大多不是嚴格的球體，而是橢球體。相對太陽來說，木星更扁，那麼它更適合檢驗二階後牛頓理論。
●多引力天體的影響和引力天體的運動：
當要考慮多個天體的光線偏折效應的疊加效應時，也需要太陽以外的行星或衛星的參與。當引力天體運動時，也會導致光線偏折的變化，木星比太陽運動更快，將會是更好的實驗物件。
上述的後兩點，也是光線偏折測量與理論計算將面臨的前所未有的巨大挑戰。
03展望 ：星空從未如此真實
Gaia是歐洲航空局2013年發射的高精度天體測量衛星，具有十到幾百微角秒不等的天體測量能力，可測量低至20星等的十幾億顆恆星的位置，預計它能將光線偏折和γ的精度提高到10⁻⁶[5]，但至今沒有實測結果發表。
未來平方公里陣列SKA和FAST陣列帶來的技術革命，預期能夠使得天體的位置精度達到微角秒、甚至亞微角秒量級。如此一來，引數γ的測量精度能夠達到10⁻⁸甚至更高，這足以檢驗與發展高階後牛頓理論及不同的引力論、研究運動的引力天體的引力、探究多引力天體的光線偏折的疊加效應等等。
因此，對太陽系內天體引發的光線偏折的理論計算是高精度天體測量的必要準備；而高精度天體測量也將進一步提升後牛頓理論引數的測量精度，並最佳化理論。這兩者將相輔相成，互動提升。
更值得一提是，在未來天體測量精度達到亞微角秒的情況下，“測量銀河系重子物質和暗物質分佈”也將成為現實。
在科學的殿堂裡有著各種各樣的豪宅，光線偏折測量就是其中美麗的一所。從它的第一次面世，到百餘年來科學家們堅持不懈地精雕細琢，它愈發光彩奪目、引人入勝。未來，科學家們將使光線偏折測量更進一步地煥發光芒，奮力推進“引力理論檢驗”與“高精度天體測量”等各方面提升。請相信，未來的它會更美，因為我們人類有著偉大的勇氣。
參考文獻：
[1] Titov, O., Girdiuk, A., Lambert, S. B., et al. 2018, A&A, 618, A8
[2] Will, C. M. 2015, CQGra, 32, 124001
[3] Xu, Y., Reid, M. J., Zheng, X. W., & Menten, K. M. 2006, Science, 311, 54
[4] Li, Y. J., Xu, Y., Li, J. J., et al. 2022, ApJ, 92, 47
[5] Mignard, F. 2002, Fundamental Physics with GAIA (EAS Publications Series vol 2), ed. O. Bienayme and C. Turon (Les Ulis, France: EDP Sciences), pp 107–121
作者簡介
李英傑
中國科學院紫金山天文臺青海觀測站助理研究員。
郝超傑
中國科學院紫金山天文臺青海觀測站博士研究生。
稽核：李晶晶
輪值主編：陳學鵬
編輯：王科超
