重力紅移 (Gravitational Redshift)
國立臺灣大學物理學系 李宛儒
光波「頻率變低、波長變長」的現象，稱為紅移 (redshift)（紅光為可見光中波長較長的部分），會使觀察者接收的光，相較於光源，整體頻譜向波長較長的方向移動。紅移的程度通常用 $$Z$$ 表示，$$Z=\frac{\lambda-\lambda_0}{\lambda_0}$$，$$\lambda_0$$ 與 $$\lambda$$ 分別為光源波長及觀察者接收到的波長。都卜勒效應導致的紅移大家耳熟能詳，但除此之外還有不同的物理機制能造成紅移現象，比如重力紅移 (Gravitational redshift)。
廣義相對論之鏡 ─ 重力透鏡 (Gravitational Lensing, Telescope from General Relativity)
加州大學戴維斯分校物理所博士班 薛人瑋
1919 年，天文學家愛丁頓 (Arthur Eddington) 率領探險隊，前往西非觀測日全食。然而記錄日食並不是探險隊的主要目的，愛丁頓希望藉此天文奇觀，向全世界證實廣義相對論的正確性。十九世紀初，物理學家索德那 (Johann Von Soldner，1776-1833) 藉由牛頓力學，得出光線行經大質量天體會受到偏折的結論，也計算出遠方星光受到太陽重力影響的偏折角度。然而在廣義相對論計算下，遠方星光的偏折角卻是牛頓力學的兩倍。當日全食發生時，遠方星光通過太陽表面附近被偏折的現象可以被直接觀測，愛丁頓一行人的紀錄，將決定廣義相對論與牛頓萬有引力孰對孰錯。
光為什麼會被重力偏折呢？我們知道光在介質中走直線，遇到介面則會發生折射現象。事實上，描述光直線前進並不夠精確，光所選擇的路徑為『最短時間路徑』，此原理由數學家費馬 (Pierre de Fermat，1601-1665) 在 1662 年提出，又稱費馬原理。廣義相對論將重力轉換成時空的曲率，我們可以想像太陽將附近時空彎曲，形成一個深坑，在其後的遠方星光，自然得『繞路而行』才能得到最短時間路徑。此現象對於地球上的觀察者來說，看似遠方星星在天空上的位置有了改變（見圖一）。
圖一 水星星光受太陽重力場偏折示意圖。（薛仲堯繪）