是行星公轉週期。我們的結果也可以表達如下：按照廣義相對論，橢圓的長軸繞太陽旋轉，旋轉的方向與行星的軌直運動方向相同。按照理論的要求，這個轉動對於水星而言應達到每世紀43”（角度），但是對於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。（特別是由於下一顆行星——金星——的軌道幾乎正好是一個圓，這樣就更加難於精確地確定近日點的位置）

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確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（勒韋裡耶於1859年，牛柯姆＇Newb＇於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〃（角度）並無顯著的差別。此項經驗結果的測不準範圍只達到幾秒。

（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，此種變曲情況與拋射一物體透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將發生趨向該天體的偏轉。對於經過距離太陽中心△個太陽半徑處的一道光線而言，偏轉角（a）應等於

可以補充一句，按照理論，這個偏轉的一半是由於太陽的牛頓引力場造成的；另一半是太陽導導致的空間幾何形變（“變曲”）造成的。

這個結果可以在日全食時對恆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於在所有其他的時間裡大氣受陽光強烈照射以致看不見位於太陽圓面附近的恆星。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於無限遠的恆星，由地球上觀測，將在方向D1看到。但是由於來自恆星的光經過太陽時發生偏轉，這顆恆星D2看到，亦即這顆恆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恆星拍照。此外，當太陽位於天空的其他位置時，亦即在早幾個月或晚幾個月時，對這些恆星拍攝另一張照片。與標準照片比較，日食照片上恆星的位置應沿徑向外移（離開太陽的中心），外移的量值對應於角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爭和戰爭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——一個到巴西的索布拉爾（Sobral），一個到西非的比林西卑島（principe）——並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恆星照片與其他用作比較的照片之間的相對差異只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只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隨後對這些照片的量度都需要有很高的準確度。

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恆星位置偏差（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，在一個相對於伽利略系K而轉動的K'系中，構造完全一樣而且被認定為相對於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。現在我們將要定量地研究這個相倚關係。放置於距圓盤中心r處的一個鐘有一個相對於K的速度，這個速度由

v=ωr

決定，其中ω表示圓盤K'　相對於K的轉動角速度。設v0表示這個鐘相對於K保持靜止時，在單位時間內相對於K的滴嗒次數（這個鐘的“時率”），那麼當這個鐘相對於K以速度v運動、但相對於圓盤保持靜止時，這個鐘的“時率”，按照第12節，將由

決定，或者以足夠的準確度由

決定。此式也可以寫成下述形式：

如果我們以φ表示鍾所在的位置和圓盤中心之間的離心力勢差，亦即將單位質量從轉動的圓盤上鍾所在的位置移動到圓盤中心為克服離心力所需要作的功（取負值），那麼我們就有

由此得出

首先我們從此式看到，兩個構造完全一樣的鐘，如果它們的位置與圓盤中心的距