1919年11月7日，《伦敦时报》头版头条刊登了一篇“科学革命/新宇宙理论/牛顿思想被推翻”的报道，一经发出，立即在全世界引起了轰动。爱因斯坦这位名不见经传的德国科学家因此名声大噪，同时也将他的理论广义相对论的奇异概念和复杂数学带到大众面前。从那以后，爱因斯坦的光环一直闪耀至今。英国历史学家保罗约翰逊甚至认为：“现代”就始于这一事件。

爱因斯坦和他对太阳引起的光线偏折的预言 │ 图源：维基百科

引发如此骚动的事件是在1919年5月人类在日全食期间首次成功测量了太阳引起的光线偏折，偏折角度与爱因斯坦广义相对论的预言一致，却与人们坚信的牛顿引力理论的预言大相径庭。今天，就让我们一起看看光线偏折投射的夺目光彩。

01 光线偏折：引力理论的角逐战场

大家都知道，光在均匀介质中是以直线传播的，但可以被透镜、镜子和引力场所偏转。牛顿力学预测，一个以光速飞行的粒子，如果恰好掠过太阳的表面，将被偏转0.875角秒（1°= 3600 角秒 ）。

太阳引起的光线偏折示意图 │ 图源：紫金山天文台

早在1911年，爱因斯坦就预测了由太阳引力所引起的光线偏折应为0.875角秒，并提议在随后的日全食期间测量太阳的光线偏折效应，但受阻于第一次世界大战和气象原因，未能成功观测。1915年11月，随着广义相对论的日趋完善，爱因斯坦认识到太阳的光线偏折效应是他早期预测值的两倍，即1.75角秒。

从现在的角度来看，我们知道爱因斯坦在1911年的原始推导没有任何缺陷或错误，只是他相当于用牛顿理论来计算以光速运动的粒子的偏折。翻倍是由于牛顿理论下的光线偏折效应没有考虑到空间曲率的影响。

此外，广义相对论认为，牛顿偏折和空间曲率效应的大小是相同的；而在后续人们提出的其它引力理论中，牛顿偏折是相同的，但空间曲率效应有所不同。后来，人们发展了一套融合多种引力理论的方法论，取名为后牛顿理论，并用参数γ来描述空间曲率，以区分不同的引力理论[1]。对于广义相对论来说，γ = 1。孰是孰非，就要靠观测来验证了。精确测量光线偏折角度，得到高精度的空间曲率参数，便是检验或者区分广义相对论和其它不同引力理论的一种方法。

引力作用下空间发生弯曲，弯曲程度由参数γ描述。│ 图源：维基百科

02光线偏折测量的历史

〇 日食探险验证

1919年3月8日，就在一战停战四个月后，两支探险队从英国启航，计划在日食期间测量广义相对论预言的光线偏转。英国剑桥大学的阿瑟·斯坦利·爱丁顿出发前往赤道几内亚海岸外的普林西比岛；安德鲁·克罗梅林率领另一支队伍前往巴西北部的索布拉尔市。他们将在日全食期间，用望远镜和照相底片拍摄被遮蔽的太阳和周围的恒星，然后将这些照片与几个月前太阳远离这个区域时拍摄的恒星的照片进行位置比较。

1919年5月29日，日全食如约而至，两个观测队都成功地拍摄了日全食期间的照片。经过处理和计算，两支队伍测得的偏折角分别为1.60 ± 0.31和1.98 ± 0.12角秒，更接近爱因斯坦的预测值，而与牛顿的不符。广义相对论得到首次验证。1919年11月6日，爱丁顿在伦敦皇家学会宣布了这次太阳引发的的光线偏折的测量结果，也向世界宣告了广义相对论的胜利，从而出现了文章开头的一幕。

从1919年的首次测量到20世纪70年代，天文学家又陆续进行了多次日食探险。尽管不同的测量给出的数值在广义相对论预测的0.75到1.50倍之间，测量精度也没有提高，但是几乎没有人怀疑爱因斯坦击败了牛顿。

爱丁顿1919年日食实验的照片之一 │ 图源：维基百科

〇 光学与射电光线偏折测量

20世纪60年代至今，大批天文发现不断证明广义相对论在天体物理学中的中心地位，同时空间项目和射电甚长基线干涉技术的发展为更精确地测量光线偏折效应、检验广义相对论提供了新的机遇。

欧洲航空局的依巴谷空间卫星（左）和美国的甚长基线干涉阵（VLBA，右）│ 图源：维基百科

针对太阳所引起的光线偏折，欧洲航空局的依巴谷（Hipparcos）光学天体测量卫星测量得到的参数 γ 的精度达到0.2%；相对于光学测量，甚长基线干涉技术在测量γ上发挥了更重要的作用，用甚长基线干涉（VLBI）测量光线偏折始于1969年，随着技术的不断发展，到目前为止，γ的最高测量精度已达到9×10⁻⁵。[1]

参数γ的测量历史，测量精度在逐步提升[2]

〇 光线偏折效应的高精度测量

本世纪初，紫金山天文台徐烨研究员及其合作者发展了VLBI高精度天体测量技术，使天体位置的测量精度能够达到几十微角秒，并将其成功应用于测量天体的位置、距离和运动，进而研究银河系旋臂结构和运动学性质[3]。该技术至今仍在国际上遥遥领先。基于这一高精度天体测量技术，精确测量太阳系行星引力场检验广义相对论如虎添翼。

根据广义相对论的计算，太阳系的大卫星（如月球，木卫三等）引发的光线偏折能够达到几十微角秒，对于行星而言更高，如木星的光线偏折效应最大可以达到16毫角秒。这些因素都会影响天体的位置测量精度。所以，精确测量太阳系行星、大卫星引起的光线偏折并加以校准，也是未来实现（亚）微角秒级高精度天体测量的基础。

木星在所有行星与大卫星中的光线偏折效应是最强的，最容易被测量到。在2020年10月与2021年2月间，紫台团队申请了VLBA的4次观测，在综合考虑大气、仪器等影响因素，并进行复杂数据处理之后，测得天体的位置精度约为20微角秒，进而得到关键参数：γ = 0.984 ± 0.037 [4]。

遥远天体发出的光线在行星引力场作用下发生偏折│图源：作者

与以往的研究相比，这次的研究首次考虑了多引力天体引发的光线偏折的叠加效应；精确测量了行星与大卫星引发的光线偏折，并检验了广义相对论。未来将逐步把光线偏折效应延伸至各个行星，各个卫星，乃至所有太阳系天体。

与太阳相比，测量行星与大卫星的光线偏折效应有哪些优势呢？

● 行星与卫星大气的影响远低于太阳大气的影响：

研究表明，从火星发射的光线掠过太阳表面时，在1 GHz的频率处，光线会被太阳大气偏折达到约25角秒，远高于太阳引力引发的光线偏折（约1.75角秒）。而且太阳大气的变化非常剧烈，这使得估计太阳大气引发的光线偏折非常困难，也就很难分离出太阳引力引发的光线偏折。相对来说，行星大气的影响要小很多，这是用行星检验引力论的一个优势。

● 形状优势：

对于质量分布均匀的球体，在计算它的引力时，可以把它看作是质量都集中在球心的质点，然而，天体大多不是严格的球体，而是椭球体。相对太阳来说，木星更扁，那么它更适合检验二阶后牛顿理论。

● 多引力天体的影响和引力天体的运动：

当要考虑多个天体的光线偏折效应的叠加效应时，也需要太阳以外的行星或卫星的参与。当引力天体运动时，也会导致光线偏折的变化，木星比太阳运动更快，将会是更好的实验对象。

上述的后两点，也是光线偏折测量与理论计算将面临的前所未有的巨大挑战。

03 展望 ：星空从未如此真实

Gaia是欧洲航空局2013年发射的高精度天体测量卫星，具有十到几百微角秒不等的天体测量能力，可测量低至20星等的十几亿颗恒星的位置，预计它能将光线偏折和γ的精度提高到10⁻⁶[5]，但至今没有实测结果发表。

未来平方公里阵列SKA和FAST阵列带来的技术革命，预期能够使得天体的位置精度达到微角秒、甚至亚微角秒量级。如此一来，参数γ的测量精度能够达到10⁻⁸甚至更高，这足以检验与发展高阶后牛顿理论及不同的引力论、研究运动的引力天体的引力、探究多引力天体的光线偏折的叠加效应等等。

因此，对太阳系内天体引发的光线偏折的理论计算是高精度天体测量的必要准备；而高精度天体测量也将进一步提升后牛顿理论参数的测量精度，并优化理论。这两者将相辅相成，交互提升。

更值得一提是，在未来天体测量精度达到亚微角秒的情况下，“测量银河系重子物质和暗物质分布”也将成为现实。

在科学的殿堂里有着各种各样的豪宅，光线偏折测量就是其中美丽的一所。从它的第一次面世，到百余年来科学家们坚持不懈地精雕细琢，它愈发光彩夺目、引人入胜。未来，科学家们将使光线偏折测量更进一步地焕发光芒，奋力推进“引力理论检验”与“高精度天体测量”等各方面提升。请相信，未来的它会更美，因为我们人类有着伟大的勇气。

参考文献：

[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

作者简介

李英杰

中国科学院紫金山天文台青海观测站助理研究员。

郝超杰

中国科学院紫金山天文台青海观测站博士研究生。

审核：李晶晶

轮值主编：陈学鹏

编辑：王科超