附錄 三、 廣義相對論的實驗證實
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），但是對于我們的太陽系的其他行星而言，這個轉動的量值應該是很小的，是必然觀測不到的。
（特别是由于下一顆行星&mdash&mdash金星&mdash&mdash的軌道幾乎正好是一個圓，這樣就更加難于精确地确定近日點的位置） 事實上天文學家已經發現，按照牛頓的理論計算所觀測的水星運動時所達到的精确度是不能滿足現時能夠達到的觀測靈敏度的。
在計入其餘行星對水星的全部攝動影響以後，發現（勒韋裡耶于１８５９年，牛柯姆［Ｎｅｗｃｏｍｂ］于１８９５年）仍然遺留下一個無法解釋的水星軌道近日點的移動問題，此種移動的量值與上述的每世紀＋４３&rdquo（角度）并無顯著的差别。
此項經驗結果的測不準範圍隻達到幾秒。
（２）光線在引力場中的偏轉。
在第２２節已經提到，按照廣義相對論，一道光線穿過引力場時其路程發生彎曲，此種變曲情況與抛射一物體通過引力場時其路發生彎曲相似。
根據這個理論，我們應該預期一道光線經過一個天體的近傍時将發生趨向該天體的偏轉。
對于經過距離太陽中心△個太陽半徑處的一道光線而言，偏轉角（ａ）應等于： 可以補充一句，按照理論，這個偏轉的一半是由于太陽的牛頓引力場造成的；另一半是太陽導導緻的空間幾何形變（&ldquo變曲&rdquo）造成的。
這個結果可以在日全食時對恒星照象從實驗上進行檢驗。
我們之所以必須等待日全食的唯一原因是由于在所有其他的時間裡大氣受陽光強烈照射以緻看不見位于太陽圓面附近的恒星。
所預言的疚可以清楚地從圖５中看到。
如果沒有太陽（Ｓ），一顆實際上可以視為位于無限遠的恒星，由地球上觀測，将在方向Ｄ１看到。
但是由于來自恒星的光經過太陽時發生偏轉，這顆恒星Ｄ２看到，亦即這顆恒星的視位置比它的真位置離太陽的中心更遠一些。
在實踐中檢驗這個問題是按照下述方法進行的。
在日食時對太陽附近的恒星拍照。
此外，當太陽位于天空的其他位置時，亦即在早幾個月或晚幾個月時，對這些恒星拍攝另一張照片。
與标準照片比較，日食照片上恒星的位置應沿徑向外移（離開太陽的中心），外移的量值對應于角ａ。
英國皇家學會和皇家天文學會對這個重要的推論進行了審查，我們深為感激。
這兩個學會沒有被戰争和戰争所引起的物質上和精神上的種種困難所挫折，他們裝備了兩個遠征觀測隊&mdash&mdash一個到巴西的索布拉爾（Ｓｏｂｒａｌ），一個到西非的比林西卑島（ｐｒｉｎｃｉｐｅ）&mdash&mdash并派出了英國的幾位最著名的天文學家［艾丁頓、柯庭漢（ｃｏｔｔｉｎｇｈａｍ）、克羅姆林（ｃｒｏｍｍｅｌｉｎ）、戴維遜（Ｄａｖｉｄｓｏｎ）］，拍攝了１９１９年５月２９日的日食照片。
預料到在日食期間拍攝的恒星照片與其他用作比較的照片之間的相對差異隻有一毫米的百分之幾。
因此，為拍報照片所需的照片之間的相對差異隻有一毫米的百分之幾。
因此，為拍攝照片所需的調準工作以及随後對這些照片的量度都需要有很高的準确度。
測量的結果十分圓滿地證實了這個理論。
觀測所得和計算所得的恒星位置偏差（以秒計算）的直角分量有如下表所列： （３）光譜線的紅向移動。
在第２３節中曾經表明，在一個相對于伽利略系Ｋ而轉動的Ｋ&rsquo系中，構造完全一樣而且被認定為相對于轉動的參考物體保持靜止的鐘，其走動的時率與其所在的位置有關。
現在我們将要定量地研究這個相倚關系。
放置于距圓盤中心ｒ處的一個鐘有一個相對于Ｋ的速度，這個速度由： ｖ＝&o
（特别是由于下一顆行星&mdash&mdash金星&mdash&mdash的軌道幾乎正好是一個圓，這樣就更加難于精确地确定近日點的位置） 事實上天文學家已經發現，按照牛頓的理論計算所觀測的水星運動時所達到的精确度是不能滿足現時能夠達到的觀測靈敏度的。
在計入其餘行星對水星的全部攝動影響以後，發現（勒韋裡耶于１８５９年，牛柯姆［Ｎｅｗｃｏｍｂ］于１８９５年）仍然遺留下一個無法解釋的水星軌道近日點的移動問題，此種移動的量值與上述的每世紀＋４３&rdquo（角度）并無顯著的差别。
此項經驗結果的測不準範圍隻達到幾秒。
（２）光線在引力場中的偏轉。
在第２２節已經提到，按照廣義相對論，一道光線穿過引力場時其路程發生彎曲，此種變曲情況與抛射一物體通過引力場時其路發生彎曲相似。
根據這個理論，我們應該預期一道光線經過一個天體的近傍時将發生趨向該天體的偏轉。
對于經過距離太陽中心△個太陽半徑處的一道光線而言，偏轉角（ａ）應等于： 可以補充一句，按照理論，這個偏轉的一半是由于太陽的牛頓引力場造成的；另一半是太陽導導緻的空間幾何形變（&ldquo變曲&rdquo）造成的。
這個結果可以在日全食時對恒星照象從實驗上進行檢驗。
我們之所以必須等待日全食的唯一原因是由于在所有其他的時間裡大氣受陽光強烈照射以緻看不見位于太陽圓面附近的恒星。
所預言的疚可以清楚地從圖５中看到。
如果沒有太陽（Ｓ），一顆實際上可以視為位于無限遠的恒星，由地球上觀測，将在方向Ｄ１看到。
但是由于來自恒星的光經過太陽時發生偏轉，這顆恒星Ｄ２看到，亦即這顆恒星的視位置比它的真位置離太陽的中心更遠一些。
在實踐中檢驗這個問題是按照下述方法進行的。
在日食時對太陽附近的恒星拍照。
此外，當太陽位于天空的其他位置時，亦即在早幾個月或晚幾個月時，對這些恒星拍攝另一張照片。
與标準照片比較，日食照片上恒星的位置應沿徑向外移（離開太陽的中心），外移的量值對應于角ａ。
英國皇家學會和皇家天文學會對這個重要的推論進行了審查，我們深為感激。
這兩個學會沒有被戰争和戰争所引起的物質上和精神上的種種困難所挫折，他們裝備了兩個遠征觀測隊&mdash&mdash一個到巴西的索布拉爾（Ｓｏｂｒａｌ），一個到西非的比林西卑島（ｐｒｉｎｃｉｐｅ）&mdash&mdash并派出了英國的幾位最著名的天文學家［艾丁頓、柯庭漢（ｃｏｔｔｉｎｇｈａｍ）、克羅姆林（ｃｒｏｍｍｅｌｉｎ）、戴維遜（Ｄａｖｉｄｓｏｎ）］，拍攝了１９１９年５月２９日的日食照片。
預料到在日食期間拍攝的恒星照片與其他用作比較的照片之間的相對差異隻有一毫米的百分之幾。
因此，為拍報照片所需的照片之間的相對差異隻有一毫米的百分之幾。
因此，為拍攝照片所需的調準工作以及随後對這些照片的量度都需要有很高的準确度。
測量的結果十分圓滿地證實了這個理論。
觀測所得和計算所得的恒星位置偏差（以秒計算）的直角分量有如下表所列： （３）光譜線的紅向移動。
在第２３節中曾經表明，在一個相對于伽利略系Ｋ而轉動的Ｋ&rsquo系中，構造完全一樣而且被認定為相對于轉動的參考物體保持靜止的鐘，其走動的時率與其所在的位置有關。
現在我們将要定量地研究這個相倚關系。
放置于距圓盤中心ｒ處的一個鐘有一個相對于Ｋ的速度，這個速度由： ｖ＝&o