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广义相对论的实验验证：修订间差异

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因此這效應完全能夠由廣義相對論來解釋。近期根據更精確測量進行的計算也沒有動搖這一點。
因此這效應完全能夠由廣義相對論來解釋。近期根據更精確測量進行的計算也沒有動搖這一點。


其他行星也會呈近日點進動，但由於距離太陽更遠，公轉週期也較長，其進動率較低，在水星進動實驗之後很久，才被做實驗精確地觀察到。例如，廣義相對論所造成的地球軌道近日點位移為每100年3.84弧秒，金星的則為8.62弧秒。兩者均與實驗觀測相符。<ref name="Biswas">{{cite journal|version=v1|title=Relativistic perihelion precession of orbits of Venus and the Earth|first1=Abhijit|last1=Biswas|first2=Krishnan R. S.|last2= Mani|year=2008|doi=10.2478/s11534-008-0081-6|journal=Central European Journal of Physics|volume=6|issue=3|pages=754–758| arxiv=0802.0176|bibcode = 2008CEJPh...6..754B }}</ref>脈衝雙星系統的[[近拱點]]位移已被測量，其中[[PSR 1913+16]]每年進動4.2º。<ref name="Matzner">{{cite book |title=Dictionary of geophysics, astrophysics, and astronomy|first1=Richard Alfred|last1=Matzner|publisher=CRC Press|year=2001|isbn=0-8493-2891-8|page=356|url=http://books.google.com/books?id=eez38xjCYGkC&pg=PA356}}</ref>這些數據都符合廣義相對論。<ref>{{cite conference |url=http://aspbooks.org/custom/publications/paper/328-0025.html |title=The Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis |last1=Weisberg |first1=J.M. |last2=Taylor |first2=J.H. |year=2005 |month=July |publisher=Astronomical Society of the Pacific |location=[[San Francisco]] |booktitle=Binary Radio Pulsars |pages=25 |location=[[Aspen, Colorado]], [[USA]] |editor=F.A. Rasio and I.H. Stairs (eds.) |booktitle=ASP Conference Series |volume=328 |arxiv=astro-ph/0407149 |bibcode=2005ASPC..328...25W}}</ref>在非超高密度恆星的雙星系統中也能夠測量近拱點位移。然而，這些情況中的古典力學效應是很難預測的，例如：我們必須先知道恆星的自轉傾角，但這是很難直接觀測到的。因此，[[武仙座DI]]（DI Herculis）等系統被認為是廣義相對論的可能反證之一。
其他行星也會呈近日點進動，但由於距離太陽更遠，公轉週期也較長，其進動率較低，在水星進動實驗之後很久，才被做實驗準確地觀察到。例如，廣義相對論所造成的地球軌道近日點位移為每100年3.84弧秒，金星的則為8.62弧秒。兩者均與實驗觀測相符。<ref name="Biswas">{{cite journal|version=v1|title=Relativistic perihelion precession of orbits of Venus and the Earth|first1=Abhijit|last1=Biswas|first2=Krishnan R. S.|last2= Mani|year=2008|doi=10.2478/s11534-008-0081-6|journal=Central European Journal of Physics|volume=6|issue=3|pages=754–758| arxiv=0802.0176|bibcode = 2008CEJPh...6..754B }}</ref>脈衝雙星系統的[[近拱點]]位移已被測量，其中[[PSR 1913+16]]每年進動4.2º。<ref name="Matzner">{{cite book |title=Dictionary of geophysics, astrophysics, and astronomy|first1=Richard Alfred|last1=Matzner|publisher=CRC Press|year=2001|isbn=0-8493-2891-8|page=356|url=http://books.google.com/books?id=eez38xjCYGkC&pg=PA356}}</ref>這些數據都符合廣義相對論。<ref>{{cite conference |url=http://aspbooks.org/custom/publications/paper/328-0025.html |title=The Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis |last1=Weisberg |first1=J.M. |last2=Taylor |first2=J.H. |year=2005 |month=July |publisher=Astronomical Society of the Pacific |location=[[San Francisco]] |booktitle=Binary Radio Pulsars |pages=25 |location=[[Aspen, Colorado]], [[USA]] |editor=F.A. Rasio and I.H. Stairs (eds.) |booktitle=ASP Conference Series |volume=328 |arxiv=astro-ph/0407149 |bibcode=2005ASPC..328...25W}}</ref>在非超高密度恆星的雙星系統中也能夠測量近拱點位移。然而，這些情況中的古典力學效應是很難預測的，例如：我們必須先知道恆星的自轉傾角，但這是很難直接觀測到的。因此，[[武仙座DI]]（DI Herculis）等系統被認為是廣義相對論的可能反證之一。


===光波在太陽附近的偏折===
===光波在太陽附近的偏折===
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通過比較背景恆星在接近太陽時的位置，可以測量光線的彎曲。該實驗於1919年由[[亚瑟·爱丁顿]]爵士等人合作進行，時值[[日全食]]，<ref>{{cite journal| last = Dyson| first = F. W.| authorlink = | title = A determination of the deflection of light by the Sun's gravitational field, from observations made at the total eclipse of 29 May 1919| journal = Philos. Trans. Royal Soc. London | volume = 220A | issue = | pages = 291–333| year = 1920| publisher = | url = | accessdate =| coauthors = Eddington, A. S., Davidson C.}}</ref>因此能夠觀察到太陽附近的星星。同樣的觀測同時在[[巴西]][[塞阿腊]]及非洲西岸的[[圣多美和普林西比]]進行。<ref>{{cite journal| last = Stanley| first = Matthew| authorlink = | co-authors = | title = 'An Expedition to Heal the Wounds of War': The 1919 Eclipse and Eddington as Quaker Adventurer| journal = Isis | volume = 94| issue = 1| pages = 57–89| year = 2003| publisher = | url = | accessdate =| doi = 10.1086/376099| pmid = 12725104}}</ref>實驗結果在當時被算作大新聞，並被刊登在各大報章的頭版。愛因斯坦及其廣義相對論因此舉世聞名。當其助手問他，如果愛丁頓在1919年沒有證實廣義相對論的話，他會如何反應時，愛因斯坦說了著名的一句話：「我會為親愛的上帝感到遺憾。不管怎樣理論都還是正確的。」<ref>Rosenthal-Schneider, Ilse: Reality and Scientific Truth. Detroit: Wayne State University Press, 1980. p 74. See also Calaprice, Alice: The New Quotable Einstein. Princeton: Princeton University Press, 2005. p 227.)</ref>
通過比較背景恆星在接近太陽時的位置，可以測量光線的彎曲。該實驗於1919年由[[亚瑟·爱丁顿]]爵士等人合作進行，時值[[日全食]]，<ref>{{cite journal| last = Dyson| first = F. W.| authorlink = | title = A determination of the deflection of light by the Sun's gravitational field, from observations made at the total eclipse of 29 May 1919| journal = Philos. Trans. Royal Soc. London | volume = 220A | issue = | pages = 291–333| year = 1920| publisher = | url = | accessdate =| coauthors = Eddington, A. S., Davidson C.}}</ref>因此能夠觀察到太陽附近的星星。同樣的觀測同時在[[巴西]][[塞阿腊]]及非洲西岸的[[圣多美和普林西比]]進行。<ref>{{cite journal| last = Stanley| first = Matthew| authorlink = | co-authors = | title = 'An Expedition to Heal the Wounds of War': The 1919 Eclipse and Eddington as Quaker Adventurer| journal = Isis | volume = 94| issue = 1| pages = 57–89| year = 2003| publisher = | url = | accessdate =| doi = 10.1086/376099| pmid = 12725104}}</ref>實驗結果在當時被算作大新聞，並被刊登在各大報章的頭版。愛因斯坦及其廣義相對論因此舉世聞名。當其助手問他，如果愛丁頓在1919年沒有證實廣義相對論的話，他會如何反應時，愛因斯坦說了著名的一句話：「我會為親愛的上帝感到遺憾。不管怎樣理論都還是正確的。」<ref>Rosenthal-Schneider, Ilse: Reality and Scientific Truth. Detroit: Wayne State University Press, 1980. p 74. See also Calaprice, Alice: The New Quotable Einstein. Princeton: Princeton University Press, 2005. p 227.)</ref>


最初的精確度非常低。有些學者批評<ref>[[Harry Collins]] and [[Trevor Pinch]], ''The Golem'', ISBN 0-521-47736-0</ref>有[[系統誤差]]（systematic error）和[[確認偏誤]]的存在，然而之後對原始數據的重新分析<ref>{{cite arxiv|eprint=0709.0685|author1=Daniel Kennefick|title=Not Only Because of Theory: Dyson, Eddington and the Competing Myths of the 1919 Eclipse Expedition|class=physics.hist-ph|year=2007}}</ref>指出，愛丁頓的分析是正確的。<ref>{{cite journal|doi=10.1038/news070903-20|url=http://philipball.blogspot.com/2007/09/arthur-eddington-was-innocent-this-is.html|title=Arthur Eddington was innocent!|year=2007|last1=Ball|first1=Philip|journal=News@nature}}</ref><ref name="PhysToday">D. Kennefick, "Testing relativity from the 1919 eclipse- a question of bias," ''Physics Today,'' March 2009, pp. 37–42.</ref>1922年日全食發生時，[[利克天文台]]重複進行了測量，得出的結果與1919年的相符。<ref name="PhysToday" />其後共進行了多次重複的實驗，其中較著名的一次由[[德州大學]]於1973年進行。在之後幾乎50年內，測量誤差仍然無法減小，直到開始採用[[射電天文學|無線電波]]頻率進行觀測。到1960年代終於證實了光線彎曲的程度完全符合廣義相對論的預測，而非該數值的一半。[[愛因斯坦環]]便是來自遙遠星系光波被較近天體偏折後的結果。
最初的準確度非常低。有些學者批評<ref>[[Harry Collins]] and [[Trevor Pinch]], ''The Golem'', ISBN 0-521-47736-0</ref>有[[系統誤差]]（systematic error）和[[確認偏誤]]的存在，然而之後對原始數據的重新分析<ref>{{cite arxiv|eprint=0709.0685|author1=Daniel Kennefick|title=Not Only Because of Theory: Dyson, Eddington and the Competing Myths of the 1919 Eclipse Expedition|class=physics.hist-ph|year=2007}}</ref>指出，愛丁頓的分析是正確的。<ref>{{cite journal|doi=10.1038/news070903-20|url=http://philipball.blogspot.com/2007/09/arthur-eddington-was-innocent-this-is.html|title=Arthur Eddington was innocent!|year=2007|last1=Ball|first1=Philip|journal=News@nature}}</ref><ref name="PhysToday">D. Kennefick, "Testing relativity from the 1919 eclipse- a question of bias," ''Physics Today,'' March 2009, pp. 37–42.</ref>1922年日全食發生時，[[利克天文台]]重複進行了測量，得出的結果與1919年的相符。<ref name="PhysToday" />其後共進行了多次重複的實驗，其中較著名的一次由[[德州大學]]於1973年進行。在之後幾乎50年內，測量誤差仍然無法減小，直到開始採用[[射電天文學|無線電波]]頻率進行觀測。到1960年代終於證實了光線彎曲的程度完全符合廣義相對論的預測，而非該數值的一半。[[愛因斯坦環]]便是來自遙遠星系光波被較近天體偏折後的結果。


===光波的重力紅移===
===光波的重力紅移===
第80行： 第80行：
測量重力透鏡效應和光波延時效應的實驗涉及到愛丁頓參數 <math>\gamma</math> ，它參數化光波傳播於引力場所產生的偏折。在廣義相對論中，它的數值為1，而在其他理論（如布兰斯-狄克理論）中則有不同的數值。它是10個參數中被最佳約束的一個。但還有其他實驗分別能夠約束別的參數，這包括精確觀測水星近日點位移，或測試強等效原理。
測量重力透鏡效應和光波延時效應的實驗涉及到愛丁頓參數 <math>\gamma</math> ，它參數化光波傳播於引力場所產生的偏折。在廣義相對論中，它的數值為1，而在其他理論（如布兰斯-狄克理論）中則有不同的數值。它是10個參數中被最佳約束的一個。但還有其他實驗分別能夠約束別的參數，這包括精確觀測水星近日點位移，或測試強等效原理。


[[贝皮-哥伦布]]（BepiColombo）任務的一個目標便是高精確度測量 <math>\gamma</math> 和 <math>\beta</math> 這兩個後牛頓參數，從而驗證廣義相對論。<ref>[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=47346 Fact Sheet-BepiColombo]</ref>
[[贝皮-哥伦布]]（BepiColombo）任務的一個目標便是高準確度測量 <math>\gamma</math> 和 <math>\beta</math> 這兩個後牛頓參數，從而驗證廣義相對論。<ref>[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=47346 Fact Sheet-BepiColombo]</ref>


===重力透鏡===
===重力透鏡===
第86行： 第86行：
[[重力透鏡]]是檢驗廣義相對論最重要的實驗之一。這現象已在遙遠天體中被觀察到，但是其對廣義相對論的約束細節至今仍不清楚。最為精確的實驗與愛丁頓的1919年實驗基本相似──測量來自遙遠天體的光波被太陽偏折的程度。[[射電天文學|射電源]]是能夠被最準確分析的一種輻射源，特別而言，有些[[類星體]]是非常強勁的輻射源。根據[[瑞利準則]]，望遠鏡對光源方向的[[瑞利準則|分辨度]]最終是限制於[[衍射]]效應，這也是射電望遠鏡的實際限制。若將世界各地的射電望遠鏡連結起來，可大幅度提高方向分辨率（從毫弧秒至微弧秒）。這種方法稱為[[甚长基线干涉测量]]，它收集隔離甚遠的望遠鏡所觀測到的信息，藉著調整這些信息的[[相位]]，將這些信息耦合在一起。近期，這些望遠鏡已經對太陽所偏折的光波作出超精確度的測量，並對廣義相對論所預測的偏折證實至只有0.03%的誤差水平。<ref>{{cite journal | last=Fomalont |first= E.B.|authorlink = |date =July 2009|title= Progress in Measurements of the Gravitational Bending of Radio Waves Using the VLBA|journal=Astrophysical Journal |volume=699 |issue=2 |pages=1395–1402 |bibcode=2009ApJ...699.1395F | doi=10.1088/0004-637X/699/2/1395|coauthors = Kopeikin S.M.; Lanyi, G.; Benson, J.|arxiv = 0904.3992 }}</ref>要達到如此高的精確度，必須精確測量世界各地望遠鏡的位置。其中一些重要誤差來自地球的[[章動]]、自轉、大氣折射、板塊移動及潮汐等等。另一項重要誤差來自[[日冕]]對光的折射。不過，這種效應會產生獨特的[[光譜]]，而重力對光的扭曲卻與波長無關。因此只要仔細分析並使用不同頻率進行測量，便可以消除這一誤差來源。
[[重力透鏡]]是檢驗廣義相對論最重要的實驗之一。這現象已在遙遠天體中被觀察到，但是其對廣義相對論的約束細節至今仍不清楚。最為精確的實驗與愛丁頓的1919年實驗基本相似──測量來自遙遠天體的光波被太陽偏折的程度。[[射電天文學|射電源]]是能夠被最準確分析的一種輻射源，特別而言，有些[[類星體]]是非常強勁的輻射源。根據[[瑞利準則]]，望遠鏡對光源方向的[[瑞利準則|分辨度]]最終是限制於[[衍射]]效應，這也是射電望遠鏡的實際限制。若將世界各地的射電望遠鏡連結起來，可大幅度提高方向分辨率（從毫弧秒至微弧秒）。這種方法稱為[[甚长基线干涉测量]]，它收集隔離甚遠的望遠鏡所觀測到的信息，藉著調整這些信息的[[相位]]，將這些信息耦合在一起。近期，這些望遠鏡已經對太陽所偏折的光波作出超精確度的測量，並對廣義相對論所預測的偏折證實至只有0.03%的誤差水平。<ref>{{cite journal | last=Fomalont |first= E.B.|authorlink = |date =July 2009|title= Progress in Measurements of the Gravitational Bending of Radio Waves Using the VLBA|journal=Astrophysical Journal |volume=699 |issue=2 |pages=1395–1402 |bibcode=2009ApJ...699.1395F | doi=10.1088/0004-637X/699/2/1395|coauthors = Kopeikin S.M.; Lanyi, G.; Benson, J.|arxiv = 0904.3992 }}</ref>要達到如此高的精確度，必須精確測量世界各地望遠鏡的位置。其中一些重要誤差來自地球的[[章動]]、自轉、大氣折射、板塊移動及潮汐等等。另一項重要誤差來自[[日冕]]對光的折射。不過，這種效應會產生獨特的[[光譜]]，而重力對光的扭曲卻與波長無關。因此只要仔細分析並使用不同頻率進行測量，便可以消除這一誤差來源。


太陽的重力扭曲了整個天球（與太陽相反方向的那一點除外）。這項效應已被[[歐洲空間局]]的[[依巴谷衛星]]觀察到。衛星測量了大約10<sup>5</sup>顆星星的位置，在整個任務期間，它一共給出了大約 {{val|3.5|e=6}} 個相對位置，準確度一般達到3毫弧秒（8-9級恆星的精確度）。由於垂直於地日方向的恆星就有4.07毫弧秒的偏差，因此幾乎所有恆星都必須進行矯正。如果撇除系統偏差，3毫弧秒的誤差可以降低至0.0016毫弧秒（乘法因子為相對位置數量的平方根）。不過系統偏差把準確度限制在0.3%。<ref>M. Froeschlé, F. Mignard and F. Arenou, "[http://www.rssd.esa.int/Hipparcos/venice-proc/poster01_03.pdf Determination of the PPN parameter γ with the Hipparcos data]" Hipparcos Venice '97, ESA-SP-402 (1997).</ref>
太陽的重力扭曲了整個天球（與太陽相反方向的那一點除外）。這項效應已被[[歐洲空間局]]的[[依巴谷衛星]]觀察到。衛星測量了大約10<sup>5</sup>顆星星的位置，在整個任務期間，它一共給出了大約 {{val|3.5|e=6}} 個相對位置，準確度一般達到3毫弧秒（8-9級恆星的準確度）。由於垂直於地日方向的恆星就有4.07毫弧秒的偏差，因此幾乎所有恆星都必須進行矯正。如果撇除系統偏差，3毫弧秒的誤差可以降低至0.0016毫弧秒（乘法因子為相對位置數量的平方根）。不過系統偏差把準確度限制在0.3%。<ref>M. Froeschlé, F. Mignard and F. Arenou, "[http://www.rssd.esa.int/Hipparcos/venice-proc/poster01_03.pdf Determination of the PPN parameter γ with the Hipparcos data]" Hipparcos Venice '97, ESA-SP-402 (1997).</ref>


未來的[[蓋婭號]]（Gaia (spacecraft)）任務（全球天體測量干涉儀）將會對[[銀河系]]的十億顆[[恆星]]進行普查，並將測量它們的位置至24微弧秒精確度。這將能夠為廣義相對論所預測的光波被太陽重力偏折的效應帶來更嚴格的考驗。<ref>[http://www.esa.int/export/esaSC/120377_index_0_m.html Gaia overview]</ref>
未來的[[蓋婭號]]（Gaia (spacecraft)）任務（全球天體測量干涉儀）將會對[[銀河系]]的十億顆[[恆星]]進行普查，並將測量它們的位置至24微弧秒準確度。這將能夠為廣義相對論所預測的光波被太陽重力偏折的效應帶來更嚴格的考驗。<ref>[http://www.esa.int/export/esaSC/120377_index_0_m.html Gaia overview]</ref>


===光的延時===
===光的延時===
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其中一個等效原理的版本稱為[[強等效原理]]，其表示受自身引力影響而在自由落體中的物體在引力場中會有相同的運行軌跡，假設同上。這被稱為[[诺特维特效应]]，並已由[[月球激光测距实验]]非常準確地證實了。<ref>{{cite journal | last=Nordtvedt Jr. | first= K. | authorlink = | date= May 25, 1968| title=Equivalence Principle for Massive Bodies. II. Theory | journal=Physical Review | volume = 169 | issue = 5 | pages=1017–1025 | doi = 10.1103/PhysRev.169.1017|bibcode = 1968PhRv..169.1017N }}</ref><ref>{{cite journal | last=Nordtvedt Jr. | first= K. | authorlink = | date= June 25, 1968| title=Testing Relativity with Laser Ranging to the Moon | journal=Physical Review | volume = 170 | issue = 5 | pages=1186–1187 | doi = 10.1103/PhysRev.170.1186 |bibcode = 1968PhRv..170.1186N }}</ref>從1969年開始，實驗持續從地球各處的測距站量度與月球上的反射器的距離，準確度約為1釐米。<ref>{{cite journal | last=Williams | first= J. G. |authorlink = | date= December 29, 2004| title=Progress in Lunar Laser Ranging Tests of Relativistic Gravity | journal=Physical Review Letters| volume = 93 | issue = 5 | pages=1017–1025 | doi = 10.1103/PhysRevLett.93.261101 | coauthors = Turyshev, Slava G., Boggs, Dale H. | bibcode=2004PhRvL..93z1101W|arxiv = gr-qc/0411113 }}</ref>這大大縮減了數個後牛頓參數的不確定性。
其中一個等效原理的版本稱為[[強等效原理]]，其表示受自身引力影響而在自由落體中的物體在引力場中會有相同的運行軌跡，假設同上。這被稱為[[诺特维特效应]]，並已由[[月球激光测距实验]]非常準確地證實了。<ref>{{cite journal | last=Nordtvedt Jr. | first= K. | authorlink = | date= May 25, 1968| title=Equivalence Principle for Massive Bodies. II. Theory | journal=Physical Review | volume = 169 | issue = 5 | pages=1017–1025 | doi = 10.1103/PhysRev.169.1017|bibcode = 1968PhRv..169.1017N }}</ref><ref>{{cite journal | last=Nordtvedt Jr. | first= K. | authorlink = | date= June 25, 1968| title=Testing Relativity with Laser Ranging to the Moon | journal=Physical Review | volume = 170 | issue = 5 | pages=1186–1187 | doi = 10.1103/PhysRev.170.1186 |bibcode = 1968PhRv..170.1186N }}</ref>從1969年開始，實驗持續從地球各處的測距站量度與月球上的反射器的距離，準確度約為1釐米。<ref>{{cite journal | last=Williams | first= J. G. |authorlink = | date= December 29, 2004| title=Progress in Lunar Laser Ranging Tests of Relativistic Gravity | journal=Physical Review Letters| volume = 93 | issue = 5 | pages=1017–1025 | doi = 10.1103/PhysRevLett.93.261101 | coauthors = Turyshev, Slava G., Boggs, Dale H. | bibcode=2004PhRvL..93z1101W|arxiv = gr-qc/0411113 }}</ref>這大大縮減了數個後牛頓參數的不確定性。


另一項強等效原理的前提為，牛頓[[萬有引力常數]]在時間、空間上都是不變的。許多互相獨立的觀測已經限制了萬有引力常數的可能偏差度，<ref>{{cite journal | last=Uzan | first= J. P. | authorlink = | year= 2003| title=The fundamental constants and their variation: Observational status and theoretical motivations | journal=Reviews of Modern Physics| volume = 75 | issue = 5 | pages=403– | arxiv= hep-ph/0205340| doi = 10.1103/RevModPhys.75.403| bibcode=2003RvMP...75..403U}}</ref>但最精確的結果還是來自月球激光測距實驗的，它把常數每年的偏差率限制在10<sup>11</sup>分之一以下。
另一項強等效原理的前提為，牛頓[[萬有引力常數]]在時間、空間上都是不變的。許多互相獨立的觀測已經限制了萬有引力常數的可能偏差度，<ref>{{cite journal | last=Uzan | first= J. P. | authorlink = | year= 2003| title=The fundamental constants and their variation: Observational status and theoretical motivations | journal=Reviews of Modern Physics| volume = 75 | issue = 5 | pages=403– | arxiv= hep-ph/0205340| doi = 10.1103/RevModPhys.75.403| bibcode=2003RvMP...75..403U}}</ref>但最佳結果還是來自月球激光測距實驗的，它把常數每年的偏差率限制在10<sup>11</sup>分之一以下。


====重力紅移====
====重力紅移====

2013年2月14日 (四) 02:21的版本

1915年廣義相對論最初被發表之時，並沒有得到穩固的實驗證據支持，已知道的是它正確地解釋了水星近日點的反常進動，並且在哲學層面，它令人滿意地結合了艾薩克·牛頓的萬有引力定律和阿爾伯特·愛因斯坦的狹義相對論。1919年，光波在引力場中的軌跡被發現似乎會彎曲，正如廣義相對論所預測；但一直要等到1959年，一系列精確度實驗才開始進行，從而準確地檢驗了許多廣義相對論在弱引力場極限中的預測，並大大降低了理論於現實偏差的可能性。1974年起，拉塞爾·赫爾斯、約瑟夫·泰勒等人研究脈沖雙星的物理行為，其所受到的引力比在太陽系之中要大得多。無論是太陽系中的弱引力場極限，或是脈衝星系統中更強的引力場，廣義相對論的預測已有相當優良的實驗證據。

古典實驗

愛因斯坦在1916年提出了三個檢驗廣義相對論的實驗，後來被稱作“古典廣義相對論實驗”：[1]

  1. 水星軌道近日點的進動
  2. 光波在太陽附近的偏折
  3. 光波的重力紅移

水星軌道近日點的進動

更多信息：广义相对论中的开普勒问题
2006年11月8日發生的水星凌日。画面中部偏下的小黑点是水星，左边较大的一个黑点和右边的两个黑点是太阳黑子

在牛頓物理中，一個獨立天體圍繞一個帶質量球體公轉時，這二体系統會描繪出一個橢圓，帶質量球體位於橢圓的焦點。兩個天體最接近的那一點為近心點（圍繞太陽的近心點為近日點），其位置固定。在太陽系中有若干效應導致行星的近日點有進動，圍繞著太陽公轉。這主要是因爲行星不斷對其他行星進行軌道上的攝動。另一個效應是因爲太陽的扁橢球形狀，但這只造成很小的影響。

水星的實際軌跡和牛頓動力學所預測的有所偏差。水星軌道近日點的反常進動率最先於1859年由奥本·勒维耶在一個天體力學問題中發現。他分析了從1697年至1848年的水星凌日的時間紀錄，並發現計算出的進動每100回歸年便會和牛頓理論預測的相差38弧秒（之後重新估計為 43弧秒）。[2]解釋這偏差的一些論述通常都會帶來更多的問題，最終都不能被學術界接受。廣義相對論中，引力是由時空的彎曲造成的。這機制能夠解釋橢圓形軌道為甚麼會在軌道平面上改變取向，從而造成近日點的進動。愛因斯坦證明了廣義相對論[1]預測出的數值完全符合觀測所得的近日點位移數值。這個有力的證據促使了廣義相對論被學術界接受。

過去對行星軌道的測量都是用傳統望遠鏡進行的，今天，用雷達能夠給出更準確的測量。水星的總共進動率為每100年574.10±0.65弧秒[3]，參照系為國際天球參照系（International Celestial Reference Frame）。進動有以下幾個來源：

水星近日點進動的來源
程度（弧秒每100儒略年） 原因
531.63 ±0.69[3] 其餘行星的引力牽扯
0.0254 太陽的扁橢球形狀（四極矩）
42.98 ±0.04[4][5] 廣義相對論
574.64±0.69 總進動
574.10±0.65[3] 觀測

42.98"的修正是利用後牛頓形式論參數（post-Newtonian formalism parameter）為時所預測的3/2倍。[6]

因此這效應完全能夠由廣義相對論來解釋。近期根據更精確測量進行的計算也沒有動搖這一點。

其他行星也會呈近日點進動，但由於距離太陽更遠，公轉週期也較長，其進動率較低，在水星進動實驗之後很久，才被做實驗準確地觀察到。例如，廣義相對論所造成的地球軌道近日點位移為每100年3.84弧秒，金星的則為8.62弧秒。兩者均與實驗觀測相符。[7]脈衝雙星系統的近拱點位移已被測量，其中PSR 1913+16每年進動4.2º。[8]這些數據都符合廣義相對論。[9]在非超高密度恆星的雙星系統中也能夠測量近拱點位移。然而，這些情況中的古典力學效應是很難預測的，例如：我們必須先知道恆星的自轉傾角，但這是很難直接觀測到的。因此，武仙座DI（DI Herculis）等系統被認為是廣義相對論的可能反證之一。

光波在太陽附近的偏折

亚瑟·爱丁顿爵士拍攝的1919年日食照片，1920年刊登於他的論文當中，並且宣布日食實驗成功
更多信息：广义相对论中的开普勒问题

亨利·卡文迪什及约翰·冯·索尔德纳（Johann Von Soldner）分別於1784年（在未發佈的手稿中）及1801年（於1804年發佈）指出，牛頓引力預測星光經過大質量天體時會被彎曲。[10]愛因斯坦於1911年只利用等效原理計算出與索爾德納相同的數值。不過，愛因斯坦在1915年完成廣義相對論時表示，他之前計算獲得的（以及索爾德納的）數值只是正確值的一半。愛因斯坦成了第一位正確計算出光線彎曲的物理學者。[11]

通過比較背景恆星在接近太陽時的位置，可以測量光線的彎曲。該實驗於1919年由亚瑟·爱丁顿爵士等人合作進行，時值日全食，[12]因此能夠觀察到太陽附近的星星。同樣的觀測同時在巴西塞阿腊及非洲西岸的圣多美和普林西比進行。[13]實驗結果在當時被算作大新聞，並被刊登在各大報章的頭版。愛因斯坦及其廣義相對論因此舉世聞名。當其助手問他，如果愛丁頓在1919年沒有證實廣義相對論的話，他會如何反應時，愛因斯坦說了著名的一句話：「我會為親愛的上帝感到遺憾。不管怎樣理論都還是正確的。」[14]

最初的準確度非常低。有些學者批評[15]有系統誤差（systematic error）和確認偏誤的存在，然而之後對原始數據的重新分析[16]指出，愛丁頓的分析是正確的。[17][18]1922年日全食發生時，利克天文台重複進行了測量，得出的結果與1919年的相符。[18]其後共進行了多次重複的實驗，其中較著名的一次由德州大學於1973年進行。在之後幾乎50年內，測量誤差仍然無法減小，直到開始採用無線電波頻率進行觀測。到1960年代終於證實了光線彎曲的程度完全符合廣義相對論的預測，而非該數值的一半。愛因斯坦環便是來自遙遠星系光波被較近天體偏折後的結果。

光波的重力紅移

當光波逆著重力場（由黃色恆星生成）傳播時，會發生紅移——從藍色偏到紅色。
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愛因斯坦在1907年從等效原理推導出光的重力紅移效應，然而實際的天體物理學觀測卻很難進行（見下）。雖然沃尔特·亚当斯在1925已量度了這一效應，但要到龐德-雷布卡實驗（Pound–Rebka experiment）於1959年利用極為敏感的穆斯堡尔效应測量位於哈佛大學傑弗遜塔頂部和底部的兩個輻射源的相對紅移，才確切證實了重力紅移效應。[19][20]實驗結果完美地驗證了廣義相對論。這是第一次使用精確測量手法去證實廣義相對論的實驗。

現代實驗

羅伯特·狄克（Robert Dicke）和列納德·希夫（Leonard Schiff）分別各自提出測試廣義相對論的框架，為廣義相對論實驗的新時代貢獻出棉薄之力。[21][22][23]他們強調不但要做古典實驗，而且要做零實驗[註 1]，還要測試在某重力理論中按原則應會發生，而在廣義相對論中卻不會發生的一些效應。其他重要的理論發展包括創建廣義相對論的替代理論，特別是如布兰斯-狄克理論（Brans-Dicke theory）等的纯量-张量理论（scalar-tensor theory），[24]包括能夠將對於廣義相對論的偏差加以定量的參數化後牛頓形式論（parameterized post-Newtonian formalism）以及等效原理框架。

在太空探索、電子學和凝聚態物理學的新進展也促發了更多的精確實驗，譬如龐德-雷布卡實驗、激光干涉法以及月球激光測距等。

後牛頓重力實驗

早期檢驗廣義相對論的實驗遭遇到的一大困擾是缺乏可行的競爭理論，物理學者不清楚甚麼實驗可以分辨廣義相對論和其他理論的不同。當時，廣義相對論是唯一能夠同時兼容狹義相對論和實驗觀測的相對論性理論，它還是個極為精簡的理論。1960年，布兰斯-狄克理論的發表終止了這局面。這理論在某種程度上更為精簡，不存在具有量鋼的物理量，並且兼容馬赫原理的一個版本及狄拉克大數假說，這兩種哲學思想在相對論歷史中舉足輕重。最終這引致肯尼斯·諾特維特（Kenneth Nordvedt）和克里福·威爾（Clifford Will）發展出參數化後牛頓形式論，該形式論以10個可變參數來參數化所有對於牛頓萬有引力定律的可能偏差，取至移動物體速度的1次方（即取至 的1次方，其中 為物體速度， 為光速）。在弱引力場中慢速移動物體的對於廣義相對論的可能偏差，可以用這種近似法幫助做有系統地分析。許多研究努力約束後牛頓參數，今天的對於廣義相對論的可能偏差已被嚴格減小。

測量重力透鏡效應和光波延時效應的實驗涉及到愛丁頓參數 ，它參數化光波傳播於引力場所產生的偏折。在廣義相對論中，它的數值為1，而在其他理論（如布兰斯-狄克理論）中則有不同的數值。它是10個參數中被最佳約束的一個。但還有其他實驗分別能夠約束別的參數，這包括精確觀測水星近日點位移，或測試強等效原理。

贝皮-哥伦布（BepiColombo）任務的一個目標便是高準確度測量 和 這兩個後牛頓參數，從而驗證廣義相對論。[25]

重力透鏡

從遙遠光源發射出的光波，經過大質量天體附近時，會被其引力場偏折。橘色箭透露出光源的表觀位置；白色箭透露出光源的真實位置。

重力透鏡是檢驗廣義相對論最重要的實驗之一。這現象已在遙遠天體中被觀察到，但是其對廣義相對論的約束細節至今仍不清楚。最為精確的實驗與愛丁頓的1919年實驗基本相似──測量來自遙遠天體的光波被太陽偏折的程度。射電源是能夠被最準確分析的一種輻射源，特別而言，有些類星體是非常強勁的輻射源。根據瑞利準則，望遠鏡對光源方向的分辨度最終是限制於衍射效應，這也是射電望遠鏡的實際限制。若將世界各地的射電望遠鏡連結起來，可大幅度提高方向分辨率（從毫弧秒至微弧秒）。這種方法稱為甚长基线干涉测量，它收集隔離甚遠的望遠鏡所觀測到的信息，藉著調整這些信息的相位，將這些信息耦合在一起。近期，這些望遠鏡已經對太陽所偏折的光波作出超精確度的測量，並對廣義相對論所預測的偏折證實至只有0.03%的誤差水平。[26]要達到如此高的精確度，必須精確測量世界各地望遠鏡的位置。其中一些重要誤差來自地球的章動、自轉、大氣折射、板塊移動及潮汐等等。另一項重要誤差來自日冕對光的折射。不過，這種效應會產生獨特的光譜，而重力對光的扭曲卻與波長無關。因此只要仔細分析並使用不同頻率進行測量，便可以消除這一誤差來源。

太陽的重力扭曲了整個天球（與太陽相反方向的那一點除外）。這項效應已被歐洲空間局的依巴谷衛星觀察到。衛星測量了大約105顆星星的位置，在整個任務期間，它一共給出了大約 3.5×106 個相對位置，準確度一般達到3毫弧秒（8-9級恆星的準確度）。由於垂直於地日方向的恆星就有4.07毫弧秒的偏差，因此幾乎所有恆星都必須進行矯正。如果撇除系統偏差，3毫弧秒的誤差可以降低至0.0016毫弧秒（乘法因子為相對位置數量的平方根）。不過系統偏差把準確度限制在0.3%。[27]

未來的蓋婭號（Gaia (spacecraft)）任務（全球天體測量干涉儀）將會對銀河系的十億顆恆星進行普查，並將測量它們的位置至24微弧秒準確度。這將能夠為廣義相對論所預測的光波被太陽重力偏折的效應帶來更嚴格的考驗。[28]

光的延時

欧文·夏皮罗曾提出另一種古典實驗以外，又可以在太陽系以內進行的實驗。這也有時被稱為第四種測試廣義相對論的「古典實驗」。他預測雷達信號在別的行星處反射回來時，會有延時（引力时间延迟效应）。[29]光子在掠過太陽時彎曲的路線所產生的延時是微不足道的，但是廣義相對論預測，時間延遲效應會在光子靠近太陽的重力位時因時間膨脹而逐漸增強。對水星和金星被太陽掩食前後的觀測符合了廣義相對論的預測，誤差水平為5%。[30]更近期的卡西尼-惠更斯号進行了類似的實驗，結果與廣義相對論相符，誤差只有0.002%。甚长基线干涉测量也測量了木星[31][32]和土星[33]經重力磁性修正後的引力时间延迟效应。

等效原理

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等效原理，簡單的來說，就是物體在引力場中的軌跡應該不取決於其質量或內在結構，假設物體很小而不能干擾環境，或不受潮汐力的影響。厄特沃什實驗已經高精度證實了這一原理。實驗取兩個試驗質量，並量度兩者加速度的差別。實驗的準確度極高，同時提供了強證據證明不取決於物質成分的第五力或汤川耦合的存在。

其中一個等效原理的版本稱為強等效原理，其表示受自身引力影響而在自由落體中的物體在引力場中會有相同的運行軌跡，假設同上。這被稱為诺特维特效应，並已由月球激光测距实验非常準確地證實了。[34][35]從1969年開始，實驗持續從地球各處的測距站量度與月球上的反射器的距離，準確度約為1釐米。[36]這大大縮減了數個後牛頓參數的不確定性。

另一項強等效原理的前提為，牛頓萬有引力常數在時間、空間上都是不變的。許多互相獨立的觀測已經限制了萬有引力常數的可能偏差度，[37]但最佳結果還是來自月球激光測距實驗的，它把常數每年的偏差率限制在1011分之一以下。

重力紅移

上文列出的第一個古典實驗——重力紅移——是等效原理的自然後果，由愛因斯坦於1907年預測。因此它測試廣義相對論時並不像其他的後牛頓實驗，因為一切遵守等效原理的重力理論自然也會包括重力紅移效應。但無論如何，驗證了重力紅移，也就驗證了重力的相對論性，因為重力紅移的不存在是與相對論相矛盾的。亞當斯於1925年測量了白矮星天狼星B光譜線的偏差，這是對重力紅移最早的觀察。儘管他的實驗結果，以及之後對其他白矮星光譜線的觀測，都符合相對論的預測，但是人們仍可以聲稱這些偏差是來自別的原因。因此必須使用地球表面的光源來作實驗證明。

用地表光源做重力紅移實驗共用了幾十年的時間，因為要找到足夠準確的計時器（以測量時間膨脹）和人們足夠了解的電磁波源（以測量紅移）是件十分困難的事。第一次實驗證明發生在1960年，實驗測量的是經穆斯堡尔效应產生的伽瑪射線光子的波長變化。該效應能夠產生極細的光譜線。這項實驗由龐德和雷布卡進行，之後由龐德和史奈德改進，稱為龐德-雷布卡實驗。伽瑪射線量度的準確度一般在1%。要計算一個自由落體中的光子的藍移，可以根據其頻率假設它具有等同的質量：（h為普朗克常數）及，後者來自狹義相對論。這簡單的計算忽略廣義相對論是比較兩個計時器的，而不是不同的能量。或者說，光子落下後擁有較高能量，是等同於計時器在重力勢井較深處走得更慢。要更進一步證實廣義相對論，必須要能夠顯示光子的到達率比其發射率要高。1976的一項高精度重力紅移實驗就是針對這個問題的。[38]實驗把一個氫激微波鐘放在火箭上，並發射到一萬公里高空，然後與地面相同的鐘進行比對。實驗驗證了重力紅移，準確度達到0.007%。

雖然全球定位系統（GPS）並不是用來測試基礎物理理論的，但是它也必須要考慮到重力紅移對其計時系統的影響。物理學家們用GPS數據來驗證其他的實驗。當第一個人造衛星升空的時候，某些工程師並不認為時間膨脹效應會造成客觀的效果，因此該人造衛星並沒有時間修正的裝置。日後的衛星都裝有時間修正的裝置，並測量出每天38微秒的時間差。這樣的偏差率足以在數小時內大大削弱GPS的功能。

另外此處未能詳列的測試廣義相對論的實驗包括：[39]1976年升空的引力探測器A衛星顯示引力和速率能夠影響不同計時器在圍繞中心質量時的同步性；利用飛機上的原子鐘同時測試廣義和狹義相對論的Hafele–Keating實驗；[40][41]以及未來的等效原理測試衛星（STEP）。

參照系拖拽

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激光地球动力学卫星（LAGEOS）測量試驗粒子圍繞中心質量（行星或恆星等）公轉時的長期進動，從而對蘭斯-蒂林進動進行測試[42]，但其中許多方面仍然是具爭議性的。[43]曾圍繞火星的火星全球探勘者号可能也曾經探測到同樣的效應，[44]結果同樣引來了爭論。[45][46]近期有報道人們首次探測太陽對內行星近日點的蘭斯-蒂林效應。[47]參照系拖拽會導致恆星的軌道平面圍繞超重黑洞的自轉軸進動。對銀河系中央恆星的測量將在未來的幾年探測到這一效應。[48]通過對比兩顆位於不同軌道上的恆星的進動率，理論上可以測試廣義相對論的無毛定理。[49]

在2004年升空，2005年退役的引力探測器B觀察了參照系拖拽和測地線效應。實驗使用了4個乒乓球大小，表面塗上了超導體的石英球體。對數據的分析一直持續到2011年，這是由於信號雜音的嚴重，而又未能準確地為雜音創設模型，以至不能分離出有用地信號。史丹佛大學的主要研究人員在2011年5月4日表示，他們已準確測量了相對飛馬座IM的參照系拖拽效應，而計算結果證明與廣義相對論中的相符，誤差約為0.2%。結果發佈於物理評論快報。報告稱因地球自轉而引起拖拽效應一共有37毫弧秒，誤差約為19%。[50]研究人員Francis Everitt解釋道，1毫弧秒相當於「一條頭髮在10英里外的寬度」。[51]

2012年1月，纖女星運載火箭搭載激光相對論衛星（LARES）升空，[52]旨在測量蘭斯-蒂林效應，準確度約為1%（根據支持者計算）。[53]對實際準確度的計算是具有爭議性的。[54][55][56][57][58][59][60][61][62][63][64][65]

強引力場實驗：脈沖雙星

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脈沖星是高速轉動的中子星，它們在自轉時會射出規整的脈沖。因此脈沖星能夠作為計時器，用來準確地測量其軌道運動。對圍繞其他恆星公轉的脈沖星軌道近日點進動的觀測發現巨大的進動率，這是古典力學不能解釋，但廣義相對論可以解釋的現象。例如，赫爾斯-泰勒脈沖雙星PSR B1913+16（一對中子星，其中一顆為脈沖星）的進動率每年超過4度（近心點每公轉週期進動率只有約10−6）。進動率已用於計算該系統各部分的質量。

正如原子和分子會釋放電磁輻射，具有引力的質量如果有四極子或以上類型的震動，或是呈不對稱形並進行旋轉，就也可以釋放引力波。[66]這些引力波的傳播速度預測為光速。比如，圍繞太陽公轉的行星不斷通過釋放引力波而失去能量，不過這種效應之小，在可見的未來是不可能探測得到的（見引力波）。在赫爾斯-泰勒雙星系統中可以間接探測到引力波。時間間隔準確的脈沖顯示，兩顆星並不完全符合開普勒定律：隨著時間它們逐漸呈螺旋形地互相靠近，這表示有能量的損失，與引力波帶走能量的效應極為相符。[67][68]所以，儘管我們還沒有直接探測到引力波的存在，但是必須要用到引力波才能滿意地解釋觀察數據中的效應。拉塞尔·赫尔斯和约瑟夫·泰勒因發現這顆脈沖星而贏得諾貝爾獎。

2003年發現的雙脈沖星系統PSR J0737-3039每年進動率為16.90°。與赫爾斯-泰勒雙星不同的是，這個系統的兩顆中子星均為脈沖星，科學家因此能夠同時準確觀察系統中的兩個天體。另外，雙星非常接近，軌道平面幾乎側向對著地球，而且從地球觀測的橫向速度很低，所以該系統是至今用來測試廣義相對論有關強引力場預言的最佳雙星系統。人們觀察到幾個不同的相對論性效應，包括類似於赫爾斯-泰勒系統中的軌道衰變。在進行觀察兩年半後，人們已經可以進行4項對廣義相對論的測試。最精確的一個為夏皮羅延時效應，結果與理論預測的偏差不超過0.05%[69]（然而每公轉週期的近心點偏移只佔軌道大約0.0013%，因此這並不是高程度的相對論實驗）。

對引力波的直接探測

如上文所述，對脈沖雙星系統的觀測已經間接證實了引力波的存在。人們近期建立了數個引力波探測器，以直接探測引力波。這些引力波可能來自兩顆中子星互相吞併等天文事件。目前精度最高的探測器為激光干涉引力波天文台（LIGO），其自從2002年運作至今。到現在為止，沒有一個探測器探測到任何的引力波事件。一些在研發或計劃中的實驗將會在未來大大提高這一類實驗的精確度，包括正在興建的進階LIGO探測器，以及籌劃中的激光干涉空间天线（LISA）。進階LIGO探測器預計將會每天探測到引力波事件。

引力波是廣義相對論的其中一項預測。如果這些探測器在增加精度之後仍然探測不到引力波的話，那麼這有可能會證明廣義相對論是錯誤的。未來如果發現了（符合理論預測的）引力波，這就會證實廣義相對論。

宇宙學實驗

對廣義相對論的實驗中，在大尺度上進行的實驗相對在太陽系中進行的要受到更少的嚴格關注。[70]最早的大尺度實驗要算測量宇宙膨脹了。[71]1922年，亚历山大·弗里德曼發現，愛因斯坦的方程式存在著非靜態的解（就算是包括宇宙常數）。[72][73]1927年，乔治·勒梅特證明了愛因斯坦方程式的靜態解是不穩定的，因此愛因斯坦所設想的靜態宇宙是不可能的（它要麼膨脹，要麼縮小）。[72]勒梅特表明宇宙是膨脹的。[74]他也推導出紅移與距離的關係，這在今天稱為哈勃定律。[74]之後在1931年，愛因斯坦認同了弗里德曼和勒梅特的結論。[72]爱德文·哈勃於1929年發現了宇宙膨脹，[72]當時許多人（現在仍有一部分人）認為這是對廣義相對論的直接證明。[75]1930年代主要由爱德华·亚瑟·米尔恩進行的工作指出，紅移與距離的線性關係是源自物理定律的不變性，而非來自廣義相對論。[71]不過非靜態宇宙這一預言並不是顯而易見的，而且研究的主要動機還是來自廣義相對論的。[76]

另一些大尺度實驗嘗試量度宇宙暴漲時產生的引力波。實驗可以測量宇宙微波背景中的極化或者利用稱為大爆炸觀測者的太空引力波干擾器進行測量。

備註

  1. ^ 零假設被證明實際成立的實驗稱為「零實驗」。在這種實驗裏，應該發生的事件並沒有被觀測到。Cohen, Barry; et al. Introductory Statistics for the Behavioral Sciences, 7th Edition 7, annotated. John Wiley & Sons. 2012: pp. 126. ISBN 9781118149737. 

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其他研究論文

教科書

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《Living Reviews》論文

外部鏈接

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