弯曲时空

后勤部长

我相信，单纯的思考足以了解世界观
    　　　　　　　　　　　　　　 ——阿尔伯特·爱因斯坦

    爱因斯坦在1905年既复活了光的微粒说，又维护了麦克斯韦电磁理论的正确性，但
是他发觉自己进退维谷。关于辐射的这两个概念是相互矛盾的：如果光是由粒子组成，
那么按照万有引力定律，它就会受别的物质影响，果若如此，光速又怎能如狭义相对论
要求的那样是绝对恒星呢？
    这个矛盾当然应归根于引力。引力在宇宙中无处不有，并使所有物质加速，而狭义
相对论的惯性系是严格地没有加速度的。爱因斯坦很清楚这个症结，并认识到，要使引
力能与狭义相对论的电磁时空相协调，首先必须重新理解“力”的概念本身。
    牛顿万有引力定律要求一切物体都具有一种称为引力质量的内在属性，用以量度每
个物体所能产生的引力。此外，牛顿还用三个基本定律概括了物体在任何力（引力或别
的力）作用下的行为。第一定律简单地说就是笛卡儿的惯性原理：不受力的物体保持静
止或作匀速直线运动；第二定律规定使一个物体加速的力与物体的加速度和质量都成正
比（即人们熟知的公式F＝ma）；第三定律陈述作用与反作用的平等性：每一个力（例
如人推墙的力）都伴之以一个大小相等、方向相反的力（墙也推人）。
    所以，牛顿的力是使物体偏离其惯性运动的原因。物体总是反抗对其惯性状态的改
变，这种反抗由其惯性质量来量度。按照这个思路，万有引力同其他任何力一样，也是
一种力，而引力质量之于引力恰如电荷之于电力。我们知道，惯性质量相同而带电荷不
同的物体在同一电场中受到不同的加速，因而在牛顿理论中就没有理由认为引力质量和
惯性质量必定相等。
    但是，伽利略和牛顿所观察到的引力的基本性质，正是他心引力同样地加速所有物
体，而与物体的惯性质量或引力质量、体积以及化学性质都无关。一片羽毛、一个分子
或是一块砖，在地球表面附近释放后都同样具有义8米／秒’的加速度（也就是说，假
如没有空气阻力，它们的速度每秒钟都增加98米／秒，在第一秒求是人8米／秒，在第
二秒末是1入6米／秒，等等。这个恒定的加速度正是地球表面的引力加速度）。
    这意味着，不仅根本不存在“引力中性”的物体，而且所有物体都具有完全一样的
相应引力荷。这只有在引力质量与惯性质量严格相等时才可能。这种相等性于是被接受
为一条公理，称为等效原理。
    这种相等起初被认为只是近似的，后来却经受住了整个科学史上最高精度的核查。
匈牙科男爵罗兰·万·厄伍（Lorandvon E6tvbs）先在1889年，后又在1922年对等效原
理作了验证，精度达十亿分之一。现在，检验精度已经提高了
    1000倍。由于一个物体中的所有能量都对惯性质量有贡献（把电子和核束缚在原子
中的电磁能就很显然），我们就能得出结论：所有能量都有重量，尤其是，光也有重量。
    爱因斯坦意识到，等效原理是理解引力的关键。引力与电磁力大不相同，包括进引
力，将给狭义相对论带来实质性的扩充。让我们来进一步考虑等效原理的物理意义。
    在爱因斯坦看来，引力质量与惯性的等效只是一个更强得多的等效性的弱形式，而
强等效性是把均匀引力和加速统一起来（图对。爱因斯坦指出：
    1．任何加速都相当于引力。一个坐在加速度与地心引力（即g＝98米／秒’）相等
的飞船里的人感觉不出与站在地面上有什么区别。
    2引力的作用可以通过选择一个适当的加速参考系来消除。他的著名例子是一架突
然断了缆绳的电梯，其中的人将觉得失重，与在太空中已脱离地球引力的人的感觉一样。
    我们在这里看到引力与自然界所有其他的力（如电力）之间的巨大差异。不可能用
加速来冒充电力，因为一个电场中的物体并不受到同样的加速，加速度与物体的电荷有
关。准确地说，引力实际上不是一种作用于时空中的不同物体之间的力，而是时空自身
的一种性质。
    引力对人们早已熟悉的时空结构摧毁性地入侵的结果，就是广义相对论。
    　
新惯性
    物理学的自洽性要求一种相对性，即要求参考系中的物理规律能取相同的形式。在
这个意义上，广义相对论可说是推翻了狭义相对论。狭义相对论里的参考系都以恒定速
度运动，不受力，没有加速度。时空连续体是一种平坦的不毛之地，没有任何局部特征，
这种空虚性保证了位置和速度的相对性。但在引力存在的情况下，所有参考系都受到加
速。因此在广义相对论中没有普适的惯性参考系。时空连续体变得坑洼不平，而位置和
速度只能相对于这样的时空来确定。所有的参考系，无论是惯性系与否，只要我们知道
如何从一个参考系正确地过渡到另一个，就能用来描述自然定律。从这个意义上讲，爱
因斯坦引力理论的名称是取错了，因为广义相对论的相对性比狭义相对论是减小了。
    由于一个均匀引力场能由一个加速来消除或代替，并且反之亦然，一个在这个场中
下落的物体就不受任何力（人之没有落向地心是因为他脚下地面压力的阻挡）。恒定引
力场中的自由下落因而就是物体的“自然”运动。对宇宙中任何一个足够小的区域而言，
引力的变化不大，则自由下落运动定义出一个局域惯性参考系，其中的物理定律取其最
简单的形式，即由狭义相对论所给出的形式。狭义相对论并没有被完全抛弃，它是被包
括到一个更广泛的理论中，而仍保持在一定范围内的适用性。
    　
宇宙高尔夫球场
    我们今天都知道时空是弯曲的，可是这个奇怪而又迷人的陈述究竟是什么意思呢？
    双生子佯谬很好地描绘了狭义相对论时空的刚性结构如何使空间和时间由于观测者
的运动而各自改变（收缩或延缓）。广义相对论则完全变革了我们的宇宙观，它断言引
力会使整个时空变形。
    如果在一个给定点上直接的引力效应已被消除，我们仍能测量相邻两点之间的微分
效应。在一个缆绳已断掉的电梯里，两个“自由”物体的轨迹在一级近似上是平行的，
但实际上两条轨迹线将在6400公里远处的地心相交，因此两轨迹之间就有一个相对加速
度（因为它们相互在靠近），对应着一个微分引力场。
    显示直接引力与微分引力之间区别的一个鲜明事例是海洋潮汐的幅度。虽然太阳对
地球表面的直接引力比月亮的强180倍，太阳潮却比月亮潮弱得多。这是因为潮汐并不
是由直接引力造成，而是由太阳和月亮对地球上不同点的引力的差异造成。对月亮来说
这种差异是6％，而对太阳则只有1．7％。
    牛顿理论把微分引力效应称作潮汐力。在太阳系里潮汐力是很弱的，而黑洞所产生
的潮汐力却能把整个恒星撕碎。然而对广义相对论来说，用潮汐力来描述微分引力是完
全多余的，因为这不是一种力学效应而纯粹是一种几何效应。为理解这一点，且看两只
开始时沿平行路线滚动且相隔不远的高尔夫球（图8）。如果地面完全平坦，它们的轨
迹将保持平行，否则它们的相对位置就会改变，一个鼓包会使它们离远，一个凹坑则会
使它们靠拢。在宇宙高尔夫球场里，微分引力可以用时空“场地”的弯曲来表示。而且，
由于引力总是吸引，这种弯曲就总是凹下而不是隆起。
    因此，时空弯曲的深刻含义是指由等效原理所造就的引力与几何之间的联系。物体
不是在引力迫使下在“平直”时空中运动，而是沿着弯曲时空的恒值线自由地行进。
    　
弯曲几何
    上帝以弯曲来显平直。
    　　　　　　　　　　　　　　　　　——共济会思想象（1782）

    “弯曲”是一个日常用词。三维空间里的欧几里德几何允许我们讲一维的曲线和二
维的曲面。圆是一个一维几何图形（只有长度，没有宽度和深度），其半径越短，则弯
曲程度越大。反之，如果半径增至无限长，圆就变成了直线，失去了弯曲性。同样地，
一个球面随其半径的无限增长也会变成一个平面（若不计地面的粗糙，则在局域尺度上
看地球表面是平的）。
    弯曲因而是有精确的几何定义的。但当维数增加时，定义变得复杂多了，弯曲程度
不能再像圆的情况那样用一个数来描述，而必须讲“曲率”。且看一个简单情况即圆柱
面，这是一个二维曲面（图约，平行于其对称轴所量度的曲率为零，而在垂直方向上的
曲率则与截出的那个圆相等。
    尽管曲率有多重性，仍然可以定义出一个固有曲率。在二维面上的每一个点都可以
量出两个相互垂直方向上的弯曲半径，二者乘积的倒数就是曲面的固有曲率。如果两个
弯曲半径是在曲面的同一侧，固有曲率就是正的；如果是在两侧，那就是负的。圆柱面
的固有曲率为零，事实上它可以被切开平摊在桌面上而不会被扯破，而对一个球面就不
可能这样做。
    球面、圆柱面及其他任意二维曲面都“包理”在三维欧几里德空间里。这种来自现
实生活的具体形象使我们觉得可以区分“内部”和“外部”，并且常说是一个面在空间
里弯曲。但是，在纯粹的几何学里，一个二维曲面的性质可以不需要关于包含空间的任
何知识而完全确定，更高维的情况也是如此。我们可以描绘四维宇宙的弯曲几何，不需
要离开这个宇宙，也不需要参照什么假想的更大空间，且看这是如何做到的。
    弯曲空间的数学理论是在19世纪，主要由本哈·黎曼（Bernhard Riemann）发展出
来的。即使是最简单的情况，弯曲几何的特性也是欧几里德几何完全没有的。
    再次考虑一个球面。这是一个二维空间，曲率为正值且均匀（各点都一样），因为
两个曲率半径都等于球面的半径。连接球面上两个分离点的最短路线是一个大圆的一段
弧，即以球心为中心画在球面上的一个圆的一部分。大圆之于球面正如直线之于平面，
二者都是测地线，就是最短长度的曲线。一架不停顿地由巴黎飞往东京的飞机，最省时
间的路线是先朝北飞，经过西伯利亚，再朝南飞，这才是最短程路线。由于所有大圆都
是同心的，其中任何两个都相交于两点（例如，子午线相交于两极），换句话说，在球
面上没有平行的“直线”。
    已可看出欧几里德几何是被无情地践踏了。熟知的欧氏几何定律只能应用于没有任
何弯曲的平坦空间，一旦有任何弯曲，这些定律就被完全推翻了。球面最明显的几何性
质是：与平面上直线的无限延伸不同，如果谁沿着球面上的直线（即沿着大圆）运动，
他将总是从相反方向上回到出发点。因此，球面是有限的，或者说封闭的，尽管它没有
终极，没有边界（大圆是没有终端的）。球面正是具有任何维数的有限空间的理想原型
（由于自转、地形及潮汐等因素，地球表面不是精确的球面，但它同样具有上述性质）。
    现在来考查一下负曲率空间的情况。为简单起见，限于二维，典型的例子是双曲面，
形如马鞍。如果也沿着这个面上的一条直线运动，一般说来不会再返回出发点，而是无
限地远离。像平面一样，双曲面也是开放面，但仅此而已。作为一个曲面，双曲面根本
不再是欧几里德型的。
    大多数曲面并不像球面或双曲面那样具有处处都为正或为负的曲率，而是曲率值逐
点变化，正负号在面上不同区域也会改变。
    　
几何与物质
    物质所在，几何所在（Ubi materia，ibi geometria）。
    　　　　　　　　　　　　　　　　——约翰斯·开普勒（JOhaunes Kopler）

    我们现在来考虑广义相对论的四维几何。重要的是，时空是弯曲的，而不仅是空间。
黎曼曾试图以弯曲空间来使电磁学和引力相和谐，他之所以未成功，是因为没有扭住时
间的“脖子”。
    设想我们把石块掷向地面上10米外的靶子。在地球引力作用下石块将沿连接出手处
和靶子的抛物线飞行，其最大高度取决于初始速度。如果石块以10米／秒的速度掷出，
并将用1．5秒钟落到目标，则其最大高度为3米。如果改成用枪射击，且子弹初速为500
米／秒，则子弹将沿高为0．5毫米的弧线用0．02秒钟击中目标；如果子弹被射到12公
里高的空中再落到靶子上（忽略空气的影响和地球自转），它的总飞行时间就大约是
100秒。由此推至极限，也可以用速度为3    0公里／秒的光线来射靶子，这时的轨道
弯曲变得难以觉察，几乎成了一条直线。显然，所有这些抛物线的曲率半径各不相同。
    现在加进时间维度（图14b）。无论对石块、于弹还是光子，在时空中量度的曲率
半径都精确地相等，其值为1光年的星级。因此，更合理的说法是，时空轨道是“直”
的，而时空本身被地心引力所弯曲，不受任何其他力的抛射体将沿测地线运动（等价于
说沿弯曲几何中的直线运动）。
    上面的例子表明时空是怎样在时间上弯曲得比在空间上厉害得多的。一旦所涉及的
速度开始增大，时间曲率就变得重要。公路上凸起了一小块，只是空间曲率的一点小小
不整齐，一个徒步慢行的人很难觉察到，但对一辆以120公里／小时的速度行驶的汽车
来说却很危险，因为它造成时间维度上大得多的变化。
    阿瑟·爱丁顿（Arthur Eddington）计算出，l吨的质量放在一个半径为5米的圆中
心所造成的空间曲率改变，仅仅影响圆周与直径比值（即欧几里德几何中的…的小数点
后第24位。
    因此，要给时空造成可观的变化，就得有巨大的质量。地球表面的时空曲率半径如
此之大（约1光年，即其自身半径的10亿倍）的事实说明地球的引力场，尽管给物体以
98米／秒’的加速度，却是不够强的。对于地球附近的绝大多数物理实验，我们可以继
续采用明可夫斯基时空和狭义相对论；欧几里德空间和牛顿力学在涉及的速度较小时也
足够精确。
    尽管局域地看来似乎平直，我们的宇宙实际上是被物质弄弯曲了。然而，弯曲效应
变得明显仅仅是在高度集中的质量附近（例如黑洞），或者是在很大的尺度上（数百万
光年，例如研究对象是由数千个星系组成的团）。最近发现的多重类星体是弯曲时空真
实性的一个最好证据。一个遥远光源发出的光线沿不同路径穿过弯曲时空，使天文学家
看到同一个天体的几个像
    　
柔软的光
    　　　　光……更多的光！
    　　　　　　　　　　　 ——歌德（Goethe）最后的话（1832）

    狭义相对论时空的刚性结构也像牛顿空间一样被引力的冲击完全破坏了。时空连续
体变得柔软了，被它所包含的物质扭曲了，而物质又按照它的弯曲而运动。
    不过，光线的轨迹仍然是沿着最短路径。这个时空“软体”的结构仍然是由光编织
的，广义相对论的本质也仍能由光锥来表示出来。
    另一种使弯曲时空及其对物质的影响形象化的有用办法是用一块橡皮片。设想将时
空的一部分缩减成二维，且由弹性材料构成。在没有任何别的物体时，橡皮保持平直。
如果把一个球放在它上面，它就会变形，凹下一个坑，球的质量越大，凹得就越深。这
种似乎是空想的表示方式，可以用所谓镶嵌图来使之具有数学上的严格性，本书第12章
将对此作详细介绍，以解释黑洞的某些奇特性质。图16用这种方式来表现光线经过太阳
附近时的偏折，以及日食时对恒星视位置的观测结果。
    　
爱因斯坦方程
    随着爱因斯坦的预言被首次宣布获得证实，关于物理学家将必须研究张量理论的观
点才真正激起他们的巨大热情。
    　　　　　　　　　　　——（ A·Whitehead）（ 1920）

    所有理论都有自己的方程式。爱因斯坦引力场方程把时空变形的程度与引力源的性
质和运动联系了起来，物质告诉时空必须如河弯曲，而时空告诉物质必须如何运动。
    爱因斯坦方程是极为复杂的，其中涉及的物理量不再只是力和加速度，而是还有距
离和时间间隔。它们是张量，这种量的每一个都像一张有着多项条目的表格，包含着关
于几何和物质的所有信息。
    引力对物质的作用比电力更为复杂，从而需要有比标量（纯数）和矢量（有三个分
量）更复杂的数学术语来进行描述。为认识这一点，我们可回顾在牛顿引力理论中只有
物体的引力质量才是引力源，这个质量是由一个固着地联系于物体的纯数来表示的。在
爱因斯坦理论中，引力质量只是与物体相联系的总引力量的一个分量。狭义相对论（它
对于一个引力可看作均匀的小时空区域总是适用的）已经证明，所有形式的能量都与质
量等价，从而都能产生引力。一个物体的能量是与观测者的相对运动有关的。对于一个
静止物体，所有的能量都包括在它的“静质量”中（E＝thC‘！）；但物体一且运动，
其动能就会产生质量，从而产生引力。要计算一个物体的引力效应，就必须把它的静止
能量与描述其运动的“动量矢量”结合起来，这就是对引力源的完整描述需要使用“能
量一动量张量”的缘故。
    更有甚者，对时空中的每一点都需要20个数来描述其弯曲情况。时间和空间的几何
变形因此需要有“曲率张量”（我们记得，曲率随着维数的增多变得越来越复杂）。爱
因斯坦方程正是描述曲率张量与能量一动量张量之间的关系，把二者分别放在一个等式
的两边：物质制造曲率，而曲率使物质运动。
    本书并不试图详细讲述爱因斯坦方程。曲率张量和能量一动量张量的不同分量是如
此紧密地相互联系着，以至于一般说来不可能找到方程的精确解，甚至不可能从整体上
定义什么是空间，什么是时间。我们不得不把引力源加以理想化，才有可能算出一点什
么来。有鉴于此，迄今已找到的解（描述着各种弯曲时空）大多与真实的时空毫不相干。
在这个意义上，爱因斯坦方程的内涵是太丰富了，它允许无数个有着稀奇古怪性质的理
论上的宇宙。
    这种丰富性或许损害了爱因斯坦理论的可信性，但是，我们不要由此以为广义相对
论只预言那些不可能观测或是超越人类理解力的东西。恰恰相反，爱因斯坦既是一位物
理学家，也是一位哲学家，他试图描述我们的这个宇宙，并且从太阳系开始。运用他的
方程的近似解，他首先计算出了太阳系里三个不能由牛顿引力定律得出而又可观测的引
力效应：太阳附近光线的偏折，水星轨道的异常，引力场中电磁波频率的变小。下一节
将讲述广义相对论这三个预言的成功。
    除此之外，还有一些自然界存在的情况，其中对引力源所作的简化被证明是完全合
理的，相应得出的爱因斯坦方程精确解就能对宇宙的这一部分或那一部分给出很好的描
述。看似奇怪的是，这种简化在两个极端的距离尺度上最富成效。我们能够计算真空中
一个孤立物体所产生的引力场（也就是该物体周围的时空变形）。一颗恒星的周围区域
（例如太阳系）或一个黑洞的附近，都能由这个解来很好地描述，因为这些情况的物质
高度集中于一个小时空区域，周围近乎真空。在另一个极端，我们能够计算宇宙整体的
平均引力场（宇宙的整体几何），因为在很大的尺度上物质是大致均匀地铺开的，星系
就像是均匀的宇宙气体中的分子。广义相对论因而使我们能建立宇宙学，即研究宇宙整
体的形状和演化。在相对论天体物理学于70年代出现之前，宇宙学是广义相对论真正得
到应用的唯一领域，当然，是和黑洞一起。
    广义相对论的第三个主要应用，即引力波，恐怕不得不等到对世纪。爱因斯坦方程
在引力理论中的地位，相当于麦克斯韦方程之于电磁学。现在我们都知道电荷的加速产
生电磁波，类似地，广义相对论预言引力源的运动也产生波，即曲率的起伏在弹性时空
结构中以光速传播。对引力波的更详细介绍见第18章。
    　
检验广义相对论
    在许多意义上，理论物理学家只是穿了工作服的哲学家。
    　　　　　　　　　　　　　　　　 ——（ I，· BerylhaPll）（ 1949）

    爱因斯坦提议用来检验广义相对论的三项观测是光线在太阳附近的偏折，水星轨道
的异常和引力场中原子谱线的红移。
    光线经过太阳附近时的偏折（如图16所示）是在1919年日食时观测到的，结果与爱
因斯坦的计算值一致。
    第二项检验涉及行星运动。按照牛顿天体力学，一个孤立行星是在一个固定的椭圆
轨道上围绕太阳运转（椭圆的主轴不动）。由于其他行星的存在，这个运动受到干扰，
椭圆轨道会缓慢地进动。1859年，法国天文学家勒维叶发现，水星的近日点（即其轨道
上离太阳最近的点）进动得比牛顿理论预期的要快（图17）。对外层行星（主要是木星）
弓l起的扰动的详细计算得出，水星进动速率应为每百年5514角秒，而实际进动是每百
年5557角秒，多出43角秒（一个圆是360“，每一度是3600角秒）。这个异常显然很小
（每经过三百万年水星轨道才会比理论值超前一圈），但是牛顿理论在它所运用的领域
是如此精确，因而必须对这一现象作出解释。
    最自然的设想似乎是还存在一个扰动物体，可能是一个围绕太阳的物质环，或者甚
至是一个未知行星。类似的考虑已经使勒维叶成名，他在1846年通过对天王星轨道扰动
的分析预言了另一个行星即海王星的存在，随后很快就被证实。勒维叶试图重显辉煌，
说是在太阳与水星之间还有一个行星，并取名为火神星。他计算出火神星会很罕见地越
过太阳盘面（只有这时才有希望由它投在日面上的阴影来探测它）。但在1877年，刚巧
在他预言的火神星超过日面的时间之前，他去世了，因而不会知道自己的失败。那一天
所有的望远镜都对着太阳，但是火神星固执地拒不出现。
    以解释水星近日点进动为唯一目标，出现了许多稍加修改的牛顿式引力理论。当时
已经知道，其他行星也有类似的近日点进动，如金星、地球和小行星伊卡鲁斯，但那些
能解释一个行星行为的理论却不适用于别的行星。
    后来，由于注意到显示近日点进动的是最靠近太阳的那些行星，天文学家开始寻找
由太阳内部产生的扰动力。太阳显然不是精确球形的，这种变形原则上能引起近日点进
动。然而实际上太阳还是太圆了，牛顿引力理论，无论经过修改与否，仍然被这一小撮
古怪行星挫败。
    1916年爱因斯坦广义相对论终于为行星近日点进动提供了一个目洽的统一的解释。
进动并不是由一种来自太阳的神秘引力所引起，行星是在由太阳质量所弯曲的时空中自
由运动。它们的轨道是测地线，而由太阳质量所弯曲的时空连续体的测地线并不是严格
的椭圆或双曲线，轨线的轴会随时间而缓慢进动，理论计算的进动速率精确等于观测值
（图18）。
    爱因斯坦提出的第三项检验是关于光在引力场中的表观“慢化”。电磁辐射的频率
减小，波长相应地增大，即所谓“红化”（红光在可见光谱中波长最长）。要以现有的
实验精度来检验广义相对论，太阳上的这种效应就太微弱了，即使是密度比太阳大得多，
能给光线施加更强束缚力的恒星（例如白矮星，见第5章），由于其光谱受磁场和星体
内部物质不明运动的影响很大，因而很难把各种效应区分开来。
    这第三项检验简单地就是引力场中时间弹性的另一种说法。狭义相对论已经证明，
加速使钟变慢（双生子佯谬）。按照等效原理，就可以得出结论，引力也会使钟变慢：
一楼的钟就会走得比二楼的钟慢。
    直到爱因斯坦逝世以后，才能造出足够精确的钟来测量地球这样弱的引力场中的时
间弹性。
    1960年，哈佛大学的物理学家以千分之一的精度测出了沿垂向下落23米的伽玛射线
的频率移动（伽玛射线是一种高能电磁辐射）。观测太阳附近光线的偏折必须等日食到
来，检验水星近日点是否进动得太快需要一个世纪的观测资料积累，而现在有了可按设
计重复进行的实验室测量。一个繁荣的实验引力时代开始了。
    从1976年起，超稳定即精确度为一千万亿分之一的钟被放到了高空飞机上，那里的
引力比地面上减弱的程度应当可以测量出来。这种飞行的电磁钟与在地面实验室里同样
的钟作了比较。二者的速率确有差别，而且与广义相对论预言的结果完全一致。
    空间探测器的出现使得测量太阳引力场更显著一些的时间弹性效应成为可能。用雷
达发射器向位于太阳另一侧的一个空间探测器发出一个无线电讯号，讯号被探测器反射
并返回地球，全程的时间在地球上记量，被太阳引力变曲的几何使得这个时间与讯号在
平坦真空中传播的时间不同。这个实验是在1971年用水手号探测器进行的，它再次证实
了时间延迟效应。
    也许有人要问，为什么要做这么多很花钱的实验去证实一个看来已经很好的理论？
回答是，所有这些广义相对论实验都只涉及太阳系的引力场，而这个场是处处都很弱的，
也是定常态的（即不随时间变化）。这个繁荣的实验引力时代激发了理论家们的想象，
许多引力理论被提出来与爱因斯坦理论竞争。那些理论大多含有一些附加参量，可以由
发明者随意调节。这类理论中最著名的一个是由德国物理学家帕索·约丹（Pascual
Jordan）和法国物理学家叶维·舍里（Yves Thir对提出，后来由美国物理学家卡尔·
布兰斯（Carl Brans）和罗伯特·迪克（Robert Dick）所发展的（迪克本人对实验引
力的发展有着卓越的贡献）。
    由于附加参量的灵活性，那些理论可以被调节得能说明太阳系里观测到的所有效应。
那么，怎么能确定究竟那一个理论是正确的呢？
    只有通过分析所有这些理论对强的、动态的（即随时间迅速变化）引力场情况所作
的预测，才得作出回答。然而在相当长的时期里，自然界并未给我们提供合适的检验场
所，直到1974年双脉冲星的发现，情况才有大变。这两个靠得很近且相互绕转的中子星
的轨道周期在变短，观测结果与爱因斯坦理论一致，而与所有其他参与竞争的理论都不
相符。
    　
理论的魅力
    这个理论的魅力在于，一旦对它有了恰当的理解，就不可能不为之深深吸引。
    　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 ——阿尔伯特·爱因斯坦

    广义相对论无疑是人类有史以来最辉煌的智力业绩之一，而且是由一个人单独完成
的。
    1911年，在布拉格大学工作的爱因斯坦首次计算了光线在引力场中的偏折。他的结
果本应在1914年日食时检验，但是第一次世界大战的爆发使这个计划搁浅。这对爱因斯
坦来说倒是幸运的，因为他的理论在当时还不成熟，他的预测是错的。然而，他没有因
挫折而丧气，他承认自己是一个科学上的“偏执狂”。英国物理学家泡尔·狄拉克
（Paul Dirac）后来说道：“科学完全占据了爱因斯坦的思维。如果他给你一杯茶，当
你在用匙搅动时，他就会在思考如何对杯中茶叶的运动作出科学解释。”
    爱因斯坦于1915年11月完善了他的广义相对论方程，并陆续于11月4日、11日、18
日和25日在《柏林报告》（BerlinerBench比）上发表，他的理论从此走上了灿烂的历
程。最早的两本有关专著于1918年出版，一本是在伦敦，作者是阿瑟·爱丁顿（那时，
德国科学在英国受到冷遇，英国图书馆不再接收德国期刊。爱丁顿读到的爱因斯坦论文，
是他的一个德国朋友邮寄的，可能是英国仅有的一份）；另一本是在柏林，由赫曼·魏
尔出ermann We 周写成。光线经过太阳附近时的偏折，是1919年5月29日日食时在巴西
的索布拉尔观测到的，这应感谢弗兰克·戴森（Frank Dvson）和爱丁顿的热忱。对爱
因斯坦预言的证实是皇家学会于1919年间月6日在伦敦举行的一次著名会议上宣布的。
    那时，第一次世界大战刚刚结束。整个世界恶梦初醒、疲惫不堪，而又在寻求着新
的理想。爱因斯坦理论以其关于弯曲空间的稀奇思想抓住了公众的想象，尽管一般人连
其中的一个字都不懂。无数的科普文章出现在通俗的和专业的期刊上，人们都被迷住了，
相对论成了时髦的话题。爱因斯坦成了世界上最负盛名的思想家，无论是什么方面的问
题，都有人去问他的观点。美国以隆重的仪式欢迎了他，他成了公众的偶像
    科学界的反应就复杂得多。有的人为爱因斯坦独行侠式的创造所倾倒，赞美之词超
过以前之于牛顿。“思辨威力的一个最美妙的例证”，赫曼·魏尔这样宣称，并且又毫
不犹豫地加上：“遮掩真理的墙已被推倒”。马克斯·玻恩（Max Born）则在1955年说
是“人类智慧最伟大的成就”。值得强调的是，在物理学家中，对广义相对论最强烈支
持的是那些能够理解它的人。
    另一方面，那些拒不接受这个理论的人也是太过分了。很难不提一位物理学家波阿
色（H·Bouasse）的令人惊讶的评论：“这种在我看来将是短命的赞誉，是由于爱因斯
坦理论不属于物理理论的范畴，它是一种先验的、凌驾于一切之上的、不可理解的假设，
给它的成功予以模棱两可的理由……最后，我们实验物理学家要说的是：我们只接受那
些适合我们的理论，我们拒绝那些我们不能理解因而对我们无用的理论。”
    广义相对论的另一个激烈反对者阿尔瓦·古尔斯胜（AllvarGullstrand），是瑞典
的眼科学家和数学家，1911年诺贝尔生理学奖获得者，也是诺贝尔物理学奖委员会成员。
这或许就是为什么1921年授予爱因斯坦诺贝尔奖是“特别由于他对支配光电效应的定律
的发现”，而不是由于他的相对论。
    法国物理学家约翰·爱森斯塔（Jean Eisenstaedt）评论道：“这种偏见就像正派
的绅士们憎恨本世纪产生的立体派、非图形派和达达派绘画。那些纳土们庆贺自己不懂
新艺术，而嘲笑表示赞扬的人是不懂装懂的假内行。”
    这里，对科学和艺术创造二者的对照是恰当的。广义相对论常被比作一项优美的抽
象艺术创作，然而一个理论的优美并不保证它的正确，注重实用的物理学家需要时间来
确认它符合自己的原则。国际天文学联合会（它每三年举行一次全世界天文学家的大会）
于1922年热情地设立了一个“相对论”委员会，它只开过一次会，然后就决定再继续活
动是无益的。
    时至今日，论争仍未结束。然而相对论是在发展壮大，尤其是在过去的近30年里，
其起因则是来自奇特的遥远星球的闪烁信号首次进入了大型射电望远镜。

西九岸

好好学习