Důsledky principu ekvivalence si vysvětlíme na pozorovateli, který se nachází v bedně ve vesmíru daleko od stálic v místě, kde není gravitační pole. V bedně platí zákon setrvačnosti. Vlétne–li do bedny meteor, bude jeho dráha přesnou přímkou.
Průlet meteoru bednou bez gravitačního pole.
Zdroj: Techmania Science Center. Autor: Magda Králová. Under Creative Commons.
Začne–li bednu táhnout neznámá síla se zrychlením g, pozorovatel uvnitř a pozorovatel stojící vně budou vykládat jevy uvnitř bedny rozdílně. Pozorovatel v bedně usoudí, že vzniklo gravitační pole o intenzitě g se směrem dolů. Nebude moct tak lehce skákat, bude se cítit těžkým, bude moci určit podlahu a strop, meteor proletí bednou po parabolické dráze jako každé jiné těleso vržené v gravitačním poli. Pro vnějšího pozorovatele neexistuje žádné gravitační pole, ale jen zrychleně se pohybující bedna. Meteor letí stále vodorovně, ale během jeho letu se k němu přibližuje podlaha bedny. Popis obou pozorovatelů je stejně pravdivý, popisy jsou ekvivalentní.
Průlet meteoru bednou, která se pohybuje.
Zdroj: Techmania Science Center. Autor: Magda Králová. Under Creative Commons.
Úvahu o letícím meteoru můžeme rozšířit i na světlo, které se bude chovat stejným způsobem v blízkosti hmotného tělesa. Zakřivení světelného paprsku v blízkosti hmotného tělesa se nazývá Einsteinův efekt. Tento důsledek principu ekvivalence překvapil snad nejvíce, protože podle Maxwellovy teorie by gravitační pole nemělo působit na šíření světla. V gravitačním poli Země se sluneční paprsky ohýbají jen nepatrně. První předpověď ohybu paprsků světla v gravitačním poli Slunce provedl už Isaac Newton ve své Optice z toku 1704. Na základě Newtonovy gravitační teorie vypočítal Johanes von Soldner v roce 1804 odchylku na 0,87“. V roce 1911 si Albert Einstein uvědomil, že hodnota by měla být dvojnásobná, tedy 1,75“ vypočítaná podle vztahu
Kde M je hmotnost tělesa, r je poloměr tělesa a α je odchylka paprsků. Správnou hodnotu publikoval v článku Über den Einfluss der Schwerkraft auf ide Ausbreitung des Lichtes (O vlivu tíhové síly na šíření světla).
Ohyb slunečního paprsku v okolí Slunce.
Zdroj: Techmania Science Center. Autor: Magda Králová. Under Creative Commons.
Ve dne nejsou vidět hvězdy, a proto je nutné provádět toto měření jen v době úplného zatmění Slunce. První expedice byla vyslána v roce 1912 do Brazílie, ale špatné počasí znemožnilo veškeré pozorování. Vhodná situace nastala 21. srpna 1914 v jižním Rusku, kam byly vyslány vědecké výpravy, ale první světová válka toto měření znemožnila. Další úplné zatmění Slunce proběhlo 29. května 1919 a bylo pro tento účel obzvlášť příznivé, protože se Slunce v době zatmění nacházelo před Hyadami. Proto byly vyslány dvě výpravy. První, pod vedením sira Arthura Eddingtona do Roca Sundy na Princově ostrově v Africe, druhá pod vedením Andrewa Crommelina do Sobralu v Brazilii. Obě výpravy vyrazily už 8. března 1919. Přípravy zkomplikovala i první světová válka. V době zatmění bylo na Princově ostrově zataženo, jen v době totality trošku prosvitlo Slunce, na Sobralu bylo jasno. Eddington vyfotografoval na desku 5 hvězd, Crommelin 10. Kromě toho bylo nutné vyfotografovat oblohu bez Slunce. Eddingtonovi se srovnávací snímky vůbec zhotovit nepodařilo, protože museli Princův ostrov urychleně opustit kvůli stávce paroplavební společnosti. Srovnávací snímky zhotovil až po návratu do Oxfordu. Po příjezdu obou výprav zpět do Anglie začalo zpracovávání výsledků. První výsledky byly zveřejněny 6. listopadu 1919 na slavnostní schůzi anglické Královské astronomické společnosti. Naměřená odchylka byla menší než se očekávalo. Bylo nutné brát v potaz tepelnou roztažnost desek, nestejnorodost emulze, optické vlastnosti atmosféry apod. a výsledek opravit o chybu měření. Výsledek ze Sobralu byl 1,98 ± 0,16 obloukové vteřiny, z Princova ostrova 1,61 ± 0,40. Výsledky se více lišily od Newtonovy předpovědi. Proto potvrdily Einsteinovy předpovědi. Další důležité zatmění Slunce nastalo v roce 1922 v Austrálii a poskytlo daleko lepší důkazy pro Einsteinovu teorii. Od roku 1919 do roku 1973 bylo uskutečněno čtrnáct vědeckých expedic, které měřily polohy asi 540 hvězd. Počátkem sedmdesátých let se začala používat radiová měření, která navrhl I. Shapiro. Jsou založena na interferenci světla ze dvou silných radiových zdrojů v průběhu několika dní, které se odráží od některé planety. V roce 1998 měřila polohu 100 000 hvězd družice Hipparcos.
Družice Hipparcos.
Zdroj: commons.wikimedia.org. Autor: Michael Perryman. Under Creative Commons.
