光線在透過大質量物體附近時會發生彎曲，這是廣義相對論的一個重要預言。但對這一預言的驗證常被戲劇化、簡單化和誇張地再現給觀眾和讀者，大大偏離了科學史史實。筆者覺得圍繞光線彎曲的預言與驗證，有以下三個方面的史實需要澄清。

首先，光線彎曲不是廣義相對論獨有的預言。早在1801年索德納(Johann von Soldner，1766-1833)就根據牛頓力學，把光微粒當做有質量的粒子，預言了光線經過太陽邊緣時會發生0.87角秒的偏折。1911年在布拉格大學當教授的愛因斯坦根據相對論算出日食時太陽邊緣的星光將會偏折0.87角秒。1912年回到蘇黎士的愛因斯坦發現空間是彎曲的，到1915年已在柏林普魯士科學院任職的愛因斯坦把太陽邊緣星光的偏折度修正為1.74角秒。

其次，需要觀測來檢驗的不只是光線有沒有彎曲，更重要的是光線彎曲的量到底是多大，並以此來判別哪種理論與觀測資料符合得更好。這裡非常關鍵的一個因素就是觀測精度。即使觀測結果否定了牛頓理論的預言，也不等於就支援了廣義相對論的預言。只有觀測值在容許的誤差範圍內與愛因斯坦的預言符合，才能說觀測結果支援廣義相對論。20世紀60年代初，有一種新的引力理論——布蘭斯-迪克理論(Brans-Dicke Theory)也預言星光會被太陽偏折，偏折量比廣義相對論預言的量小8%。為了判別廣義相對論和布蘭斯-迪克理論哪個更符合觀測結果，對觀測精度就提出了更高的要求。

第三，光線彎曲的效應不可能用眼睛直觀地在望遠鏡內或照相底片上看到，光線偏折的量需要經過一系列的觀測、測量、歸算後得出。要檢驗光線透過大質量物體附近發生彎曲的程度，最好的機會莫過於在發生日全食時對太陽所在的附近天區進行照相觀測。在日全食時拍攝若干照相底片，然後最好等半年之後對同一天區再拍攝若干底片。透過對相隔半年的兩組底片進行測算，才能確定星光被偏折的程度。這裡還需要指出，即使是在日全食時，在緊貼太陽邊緣處也是不可能看到恆星的。以1973年的一次觀測為例，被拍攝到的恆星大多集中在離開太陽中心5到9個太陽半徑的距離處，所以太陽邊緣處的星光偏折必定是根據歸算出來的曲線而外推獲得的量。靠近太陽最近的一、二顆恆星往往非常強烈地影響最後的結果。

所以上面的實驗都是在證明廣義相對論的正確性，所有偉大的理論都是從大膽的假設開始，然後再去用事實或實驗去證明它的正確性！

自實踐科學的角度，無論量子力學、俠義相對論、廣義相對論，都沒有足夠的技術手段去證明。

自理論與邏輯看，目前的邏輯都有問題。

儘管這些理論都能得到一定精度的驗證，也能指導一定的實踐，就像牛頓第二定律一樣，都是區域性的、近似的而已。特別是測不準原理、波粒二象性、運動的時間變慢、引力就是空間彎曲等，都是錯誤的。