光的重力偏折

光沒有靜止質量，因此牛頓大概不會預期重力能抓住它。然而在彎曲時空中，一道經過的光線沿測地線前進，而在一個大質量物體附近，那條測地線會彎折。掠過太陽邊緣的星光被偏折了一個微小卻可測量的角度，於是在日全食時看到的、靠近太陽邊緣的恆星，會顯得被稍微推離太陽。確認這件事的是 1919 年由亞瑟·愛丁頓（Arthur Eddington）率領的遠征，這項觀測讓愛因斯坦一夜之間舉世聞名。

對一道經過質量 M、最近距離（碰撞參數）為 b 的光線，廣義相對論預言偏折角為 alpha = 4 G M / (c^2 b)，也可寫成 2 r_s / b。在太陽邊緣，這個值為 1.75 角秒。令人矚目的事實是：這恰好是把光當作牛頓粒子掠過所做的樸素計算之值的兩倍，那個樸素計算只給出 2 G M / (c^2 b)。多出來的那個因子 2，是時空曲率乾淨、可量化的指紋。

翻倍的原因很有啟發性，也值得誠實說明。偏折的一半來自時間的扭曲（就是重力紅移背後的同一個效應，也是牛頓光子唯一會感受到的），而另外相等的一半來自空間本身的曲率，這是牛頓圖像完全遺漏的。今天同樣的物理放大之後，是天文學的一項例行工具：星系與星系團造成的重力透鏡放大遙遠的天體、把類星體分裂成多重影像，並用來稱量暗物質。