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是行星公转周期。我们的结果也可以表达如下：按照广义相对论，椭圆的长轴绕太阳旋转，旋转的方向与行星的轨直运动方向相同。按照理论的要求，这个转动对于水星而言应达到每世纪43”（角度），但是对于我们的太阳系的其他行星而言，这个转动的量值应该是很小的，是必然观测不到的。（特别是由于下一颗行星——金星——的轨道几乎正好是一个圆，这样就更加难于精确地确定近日点的位置）

事实上天文学家已经发现，按照牛顿的理论计算所观测的水星运动时所达到的精确度是不能满足现时能够达到的观测灵敏度的。在计入其余行星对水星的全部摄动影响以后，发现（勒韦里耶于1859年，牛柯姆＇Newb＇于1895年）仍然遗留下一个无法解释的水星轨道近日点的移动问题，此种移动的量值与上述的每世纪＋43〃（角度）并无显著的差别。此项经验结果的测不准范围只达到几秒。

（2）光线在引力场中的偏转

在第22节已经提到，按照广义相对论，一道光线穿过引力场时其路程发生弯曲，此种变曲情况与抛射一物体通过引力场时其路发生弯曲相似。根据这个理论，我们应该预期一道光线经过一个天体的近傍时将发生趋向该天体的偏转。对于经过距离太阳中心△个太阳半径处的一道光线而言，偏转角（a）应等于

可以补充一句，按照理论，这个偏转的一半是由于太阳的牛顿引力场造成的；另一半是太阳导导致的空间几何形变（“变曲”）造成的。

这个结果可以在日全食时对恒星照象从实验上进行检验。我们之所以必须等待日全食的唯一原因是由于在所有其他的时间里大气受阳光强烈照射以致看不见位于太阳圆面附近的恒星。所预言的疚可以清楚地从图5中看到。如果没有太阳（S），一颗实际上可以视为位于无限远的恒星，由地球上观测，将在方向D1看到。但是由于来自恒星的光经过太阳时发生偏转，这颗恒星D2看到，亦即这颗恒星的视位置比它的真位置离太阳的中心更远一些。

在实践中检验这个问题是按照下述方法进行的。在日食时对太阳附近的恒星拍照。此外，当太阳位于天空的其他位置时，亦即在早几个月或晚几个月时，对这些恒星拍摄另一张照片。与标准照片比较，日食照片上恒星的位置应沿径向外移（离开太阳的中心），外移的量值对应于角a。

英国皇家学会和皇家天文学会对这个重要的推论进行了审查，我们深为感激。这两个学会没有被战争和战争所引起的物质上和精神上的种种困难所挫折，他们装备了两个远征观测队——一个到巴西的索布拉尔（Sobral），一个到西非的比林西卑岛（principe）——并派出了英国的几位最著名的天文学家＇艾丁顿、柯庭汉（cottingham）、克罗姆林（crommelin）、戴维逊（Davidson）＇，拍摄了1919年5月29日的日食照片。预料到在日食期间拍摄的恒星照片与其他用作比较的照片之间的相对差异只有一毫米的百分之几。因此，为拍报照片所需的照片之间的相对差异只有一毫米的百分之几。因此，为拍摄照片所需的调准工作以及随后对这些照片的量度都需要有很高的准确度。

测量的结果十分圆满地证实了这个理论。观测所得和计算所得的恒星位置偏差（以秒计算）的直角分量有如下表所列：

（3）光谱线的红向移动

在第23节中曾经表明，在一个相对于伽利略系K而转动的K'系中，构造完全一样而且被认定为相对于转动的参考物体保持静止的钟，其走动的时率与其所在的位置有关。现在我们将要定量地研究这个相倚关系。放置于距圆盘中心r处的一个钟有一个相对于K的速度，这个速度由

v=ωr

决定，其中ω表示圆盘K'　相对于K的转动角速度。设v0表示这个钟相对于K保持静止时，在单位时间内相对于K的滴嗒次数（这个钟的“时率”），那么当这个钟相对于K以速度v运动、但相对于圆盘保持静止时，这个钟的“时率”，按照第12节，将由

决定，或者以足够的准确度由

决定。此式也可以写成下述形式：

如果我们以φ表示钟所在的位置和圆盘中心之间的离心力势差，亦即将单位质量从转动的圆盘上钟所在的位置移动到圆盘中心为克服离心力所需要作的功（取负值），那么我们就有

由此得出

首先我们从此式看到，两个构造完全一样的钟，如果它们的位置与圆盘中心的距