B、引力研究
1．牛顿引力思想的简短回顾
牛顿是引力物理的奠基人，他的《自然哲学和宇宙体系的数学原理》一书，已经成为引力物理的第一部经典著作。牛顿所建立的平方反比的引力规律在大范围的引力作用中，以极高的精度成立，至今仍成为航天技术、空间技术、天文学、天体物理学的基础。
牛顿在引力研究方面的贡献决不仅限于引力定律的建立。在建立引力定律的同时，牛顿提出了引力研究的重要观点与方法。首先，他强调了引力的普适性与万有性。牛顿观测到，太阳系内的行星运动并非严格的椭圆，根据这一事实，牛顿指出，不仅应考虑太阳的引力，还应计入“行星间的彼此作用”，由此，牛顿在1865年《论运动》一文中进一步指明“一切物体必定相互吸引”，这本身就指明了引力作用的普适性与万有性。几百年来，人们始终在致力于物理定律普适性的研究。物理定律除了在原有的自身范围内适用以外，如何向着更大的范围内延拓，如何在更大的范围内与其它规律相容，都是人们密切关心的问题。因为，普适性越广，就越能深入地揭示事物的物理本质。正因如此，普适性已成为物理发展高度与统一性高度的判据。正是人们对普适性的追求，才使引力物理从牛顿阶段发展到爱因斯坦的引力物理阶段。
牛顿的引力理论还强调了引力的不稳定性与非平衡性。在写给本特利的信中，牛顿提到，引力作用使宇宙间物质趋向于它们的内部，“其中有些物质将聚集成一个物体，而另一些物质则会聚集成另一个物体，以致产生无数个巨大的物体，它们彼此距离很远，散布于整个无限的空间中”，“很可能太阳和（其它）恒星就是这样形成的”。在这里，牛顿揭示了引力及引力不均匀性的重要作用，并提示人们，宇宙并非走向热死，正是由简单走向复杂，由无结构走向有结构、由热平衡演化到非热平衡的原因正是引力作用。
2．平方反比定律的检验
物体间的引力反比于其间距离的平方是引力的基本属性。在当前新发展的一些理论中，预言有一些新的弱作用粒子，由于它们的存在，有可能破坏这一基本属性。检验平方反比律不仅能进一步确定引力规律的精确程度与适用范围，还将能判断某些新理论的真伪，影响着整个物理学的发展，人们还期待这一研究能对物理学统一的途径提供有益的线索与启示。虽然引力的平方反比律与库仑定律相似，但是对引力规律的检验要比对库仑定律检验困难得多。除了引力很弱，难以测量得很精确以外，由于尚未发现有负质量，环境引力的干扰很难屏蔽。因此，降低或消除干扰成为检验引力平方反比律的关键。目前，在较大的距离上，例如在太阳系尺度范围内，引力的平方反比定律已经有了较好的证据。通过对各行星、宇宙飞船、人造卫星以及火箭等的运行轨道研究证明，平方反比定律中的距离r2δ的δ精度已达到了10-8，然而在较小的距离上，例如1米以下到几厘米，δ的精度目前只能达到10-3。近距离的实验更具有较大的困难。首先距离小物体就应特别小，引力就更弱，难以准确测量；其次近距离下，引力干扰相应加大，在引力不可屏蔽情况下，实验结果的可靠性就成了问题。澳大利亚地球物理学家斯塔西等人，通过测量几千米深矿井中的地球引力，再与地面上地球引力做比较，判断近距离下的平方反比定律。然而，这种方法事先需假定地球是一个匀质球体或椭球体，从他们得到的实验结果看，很难说明是平方反比律不准确还是地球本身是非匀质的。
3．等价原理的研究
引力的普适性由爱因斯坦给出了进一步的解释。他认为，引力的作用是时空的弯曲效应造成的。由于物质在时空中运动，弯曲的时空对物质的作用就等价于受力。任何物质都不能脱离时空的作用，这就是引力定律普适性的根本原因。引力普适性的一个重要具体表现就是，任何物体在引力场中运动，同一点上的引力加速度都是同一个常数，即
这个普适常数与物质的性质无关。选择适当的单位制，它将可能为1，于是引力质量与惯性质量相等，因此引力的普适性的又一个重要表现就是引力质量与惯性质量等价，这就是等价原理。首先对等价原理做出证明的就是牛顿。他利用单摆在10-2精确度范围内，证明了两个质量的等价。在等价原理研究上，做出重要贡献的是匈牙利物理学家厄阜（1848～1919），最初他利用扭秤测量地球表面重力的微小差异，以判断地表下的地质结构。在这一地球物理学课题研究的基础上，他进而测出地球重力加速度的精确值，使对等价原理的证明达到了10-9精度以上①。本世纪60年代，曾对宇宙微波背景辐射研究做出突出贡献的美国普林斯顿高等研究所的迪克（Dicke，Robert Henry 1916～）又改进了厄阜实验，使等价性证明的精度达到了10-11①。其后不久，前苏联的布拉金斯基（Bra-ginsky，V．B．）等人又把实验的精度提高到10-12②。为消除地面实验中的各种干扰及其它不利因素，近年来计划把厄阜实验装置放到宇宙飞船上，估计实验精度可达到10-15，若放在无引力的自由飞行器上去完成该实验，精度可望达到10-18。
除了厄阜扭秤实验外，有人从伽利略比萨斜塔实验中受到启发，提出通过精确测定月、地距离证实等价性原理。在太阳引力场中，地球月球属于在同一位置上自由下落的物体，若有共同的加速度，月、地应保持相同的距离，如果向日的加速度稍有不同，其间距离会有系统性的变化。通过阿波罗14号放置到月球表面上的角反射器，再利用激光往返信号的时差，即可把月、地距离的精确度提高到误差在1厘米左右。
4．引力常数的测定
最初确定G值是为了测量引力。牛顿曾设想出两种测G的方法，一是直接测量两物体间的引力，再利用引力公式确定G值；另一种方法是利用大山附近单摆的偏角测定G值。限于当时的实验条件，这两种方法均未能付诸实现。1774年，英国天文学家马斯基林（Maskelyne，Nevil 1732～1811）利用大山吸引物体的方法测定G值，由于大山的质量很难精确确定，加上气流的影响，实验结果不稳定，误差也很大。首次对G值做出精确测量的是英国物理学家卡文迪许，他最初的目的是想确定整个地球的质量。1798年，他利用英国地质学家密歇耳（Michell，John 1724～1793）所发明的扭秤测定出的地球质量约为 6.6×1020吨，其平均密度约为水的5.5倍。在此一个世纪之前，牛顿曾较准确地判断出地球的平均密度约为水的5～6倍，并由此推算出G值约为 6.7×10-11m3s-2kg-1，而卡文迪许对G的实验测量值为（6.754±0.041）×10-11m3s-2kg-1。
对G测量的前期研究情况表明，扭秤是消除其它引力干扰的有效工具，因为它利用横置悬杆两端严格对称的球，消除了外界的引力影响。从早期的卡文迪许实验到近年来对G值的测量，人们大都采用了扭秤。随着扭秤性能和使用方法的改进，对G值测定的技术也在不断地提高。例如毕姆斯（Beams，J.W.）等人所采用的扭秤可以整体做角加速转动，使引力作用在转盘转动中引起的悬丝转角改变值积累得比较大，而其它的引力噪音干扰则没有这一积累，因而减少了实验的环境误差①。他们得到的G值为6.674×10-11m3s-2kg-1。值得注意的还有美国朗（Long，D.R.）等人的工作②。由于相互作用的球体密度要求非常均匀，否则质心位置偏离球心，影响距离的准确测定。为此，朗等人用环形物代替球体，一来环形物轴线上的引力场在一定的范围内，随距离的变化比较缓慢，若环的尺寸及组合匹配适当，甚至可以在一个较宽的范围内得到均匀引力场；二来，在环形物轴线上，这个变化较平缓的引力区，正是它引力场较强的区域，即其一阶微商为零的转折区域。将扭秤小球置于这个区域，相互作用质心的距离不仅可以得到较高精确度的确定，而且相互作用力也更明显。朗等人的测量显示了两方面的重要结果，其一是在实验室范围内，引力的平方反比律并不严格成立，引力常数G随着环的尺寸有微小的变化；其二是引力常数G与相互作用的质心距离 r有关，它随 r的变化关系是G(r)=G0[I+(0.002)lnr]，这一结果引起了不少实验与理论物理学家的注意。
虽然扭秤装置可以有效地消除外界引力噪音的干扰，但是它也有一些不易克服的困难，例如由于悬丝蠕变，其扭转的弹性性能不易保持稳定，给重复测量带来困难。此外，待测的几何量较多，影响实验系统误差的因素就较多。有人受到伽利略落体实验的启发，提出了用等价原理测量G值的方法，其中较典型的是富基（Fujii，Y.）所提出的设想①。他设想，两个小球在真空中自由下落，根据等效原理，它们始终保持相同的加速度，彼此间距离保持相同，也就是说在加速下落系中，引力被局域地消除。然而，两球之间的引力却不可能在该系中被消除，因此，一旦发现两球间的距离有改变，定是未被消除的彼此间的引力作用结果。这一设想为近距离内验证引力平方反比律及G值的测定提供了一个可能的途径。他预料②，若使用直径10厘米、质量10千克和另一直径1厘米、质量10克的两个钨球，彼此相距1毫米自由下落，由于彼此间的引力作用，在下降1米后，距离将可能有10-6厘米数量级的改变；而下降 5～6米以后，距离的变化可为 10-5厘米数量级， G值测量可望获得 5位有效数字。如果使用直径1厘米10克和直径1毫米的两个小球，使其间距离1毫米自由下落5米，可望能在3位有效数字的精度内检验出在1厘米内G值是否有偏离。
5．G值随时间变化的研究
本世纪初，有一些学者曾对G值是一个恒量表示怀疑。1937年，英国物理学家狄拉克曾提出“大数假说”。他注意到，质子与电子间静电引力与万有引力间的比值恰与用时间的原子单位表示的宇宙年龄的数量级相符合。狄拉克所选的时间的原子单位为后来根据英国-美国物理学家戴森（Dyson，Freeman John 1923～）建议，如果狄拉克的这一发现不是偶然的，它不仅表明宇宙学与两个长程力——万有引力与静电力间的基本关系，还表明比值 随宇宙的年龄在增加。狄拉克假设，电子电量、质量和质子质量e、me和mp是不变的，这必然导致万有引力常数G随时间在减小。
关于G随时间减小，还有人从马赫原理处找到依据①。马赫原理指出，物体的惯性并非自身的属性，它是宇宙中其它一切物质对该物体总引力作用的结果。由于宇宙在膨胀，物质在彼此远离，宇宙中总物质对任意一个局部物质的影响在减小，因而引力常数在减小。该减小率应当与所观测到的宇宙膨胀率有关，根据计算结算，约为（5.6±0.7）×10-11/年。目前要测出如此微弱的变化率只能在漫长的宇宙演化或星球运行中寻找它的影响。为此，有人提出了观测月掩星的方法。在月球环绕地球的运行中，由于月球没有大气折射，能较准确地确定它所掩蚀恒星的时间。如果引力在变弱，月球将缓慢地远离地球，所观测到掩星时刻应当落后于引力不变条件下的理论计算结果。根据原子钟测定的时间，对月球掩星20年连续观测的结果，发现月球环绕地球运行周期以（22.2±3.5）×10-11/年的速率在增长，除去地球由于潮汐摩擦、角动量减小，通过月地间引力耦合，使月球远离地球，并使其周期加大的因素外，G值的减小速度为（3.6±1.8）×10-11/年。有人认为，这一结果还应计入太阳质量变化的影响，太阳风不断在辐射粒子、电磁辐射、日珥或耀斑等太阳爆发过程，都会使太阳质量不断地减小，然而这些因素所影响到的月地距离增大值仅只是观测结果的30分之一。由于月球周期增大所得到的G值减小率与宇宙膨胀速率得到的结果有较好的吻合，所以引力常数减小的预言，很有可能在月掩星观测中得到支持。
近年来的理论进展表明，引力常数不是恒量将对物理学的发展产生深远的影响。本世纪50年代以来，约旦（Jordan，ErnstPascual 1902～)就曾根据G随时间的变化，建立起一整套引力常数可变的引力理论。在该理论中，变化的引力常数由一个静止质量为零的标量场所代替。后来，布朗斯(Brans,G.)和迪克也建立了类似的引力常数可变的引力理论①，根据布朗斯-狄克的这一标量-张量理论，G值变化率在(0.007～0.8)×10-11/年。1961年，布里尔(Brill,D.R.)得到了半径为R均匀各向同性宇宙情况的约旦引力场方程解，除了利用该解建立了引力常数可变的宇宙模型，并由它得到了与标准模型相应的预言以外，它还提供了检验G值的途径。根据布里尔的结果，由于星体发光度强烈地依赖于G值(L∝G7)，随着G值的减小，将影响着星体的演化过程，例如星体的年龄在G值随时间变化的情况下，将与过去的推算值有很大的差异。迪克等人根据他们的引力理论，曾计算出若干古老星体的年龄，所得到的结果恰与由哈勃膨胀推算出的宇宙年龄8×109年相符。由于G值对时间的依赖关系，迪克认为，不仅将由于太阳的温度变化影响地球与月球的温度，还会导致其它的一些地球物理现象发生。例如，随着引力常量的减小，地球连续膨胀，如果引力常量以△ G/G=3×10-11/年的速率减小，在整个地球历史年代中，赤道将增长700千米。迪克甚至认为，非洲与南美大陆的巨大断裂就是这种连续膨胀造成的，这些推论与猜测目前尚未得到进一步的观测证实。
大数假说与G值随时间变化对物理学产生的另一方面深刻影响是关于“物质创生”说。宇宙中的核子总数估计为1080，恰为宇宙年龄1040的平方，根据前述的思路，很容易得出，随着宇宙年龄的加大，宇宙中的核子数也在随时间的平方成正比地加大，这一结论恰为狄拉克大数假说中，G值随时间减小假设的一个重要推论。尽管物理界有不少人对狄拉克的“新物质创生”推论持犹疑态度，大数假说的支持者们却认为，不能由于想象不出新核子在宇宙中的创造方式，而忽略了狄拉克的这一预言。为此，有人提出了“引力屏蔽”理论，为“物质创生”做出解释①。这一理论认为，致密物体对引力有屏蔽作用，表现为抵抗运动状态变化能力的惯性质量与核子总数成正比，而表现为引力作用强弱的引力质量则只与未被屏蔽的核子数成正比，当引力常量减小时，巨大天体表面层重量减小，随之引起天体膨胀，物质密度减小，屏蔽效应减弱，因而有更多的核子对外界的引力做出贡献，使引力质量加大，表现为天体的核子数在加大，但并不意味着有新物质的创生。由于天体引力屏蔽层表面积随时间的平方增加，表现出的引力质量与核子数也随时间平方加大，这恰好满足了大数假说的要求。尽管大数假说及其推论以及其它人所做的解释都带有猜测的性质，人们还是一致认为，所观测到的事实反映出，自然界尚有某些未知的规律在起作用，有些未知规律的发现将紧密地依赖于对G值的研究。
C、现代引力理论进展
1.爱因斯坦前引力理论的回顾
从牛顿时代至今，人类对引力的定量研究已有三百余年，在这三百年中，引力研究经历了复杂而曲折的过程。牛顿在1686年所建立的引力定律，涉及的仅只是两质点间的作用力。意大利-法国天文学家和数学家拉格朗日(La-grange,JosephLouisComtede1736～1813)曾致力研究牛顿“留下的一个悬而未解的问题”，这就是找到解决两个以上天体系统运动的数学方法。他与其学生法国天文学家、数学家拉普拉斯(Laplace,PierreSimonMarquisde1749～1827)合作，研究了太阳系的天体摄动问题。1773年，拉格朗日引入引力场概念，并建立了引力势函数。 1782年，拉普拉斯建立了自由空间的引力势函数的微分方程，即拉普拉斯方程 2V=0，并于1799～1825年间，撰写成功五大卷《天体力学》巨著。在这部著名的传世之作中，拉普拉斯对经典引力理论做了系统的总结。以后，拉格朗日及拉普拉斯的学生泊松(Poisson,SimeonDenis1781～1840)又继续了他的两位老师的引力研究，于1813年推广了引力场理论，建立了引力场的泊松方程 2V=4πGρ。引入了引力场概念后，引力理论从牛顿引力形式下得到了推广。尽管，引力理论已发展到相当完善的程度，但是它仍存在有几个较为明显的问题。首先，由于不显含时间，这一引力理论仅能描述超距作用，其二，它不具有洛仑兹变换下的协变形式。普适性是物理理论的生命，而协变性就是普适性的重要特征，一个具体的物理规律如果不能纳入协变性的理论框架，它的普适性就值得怀疑。此外，在引力领域内，人们还发现了牛顿理论所不能解释的水星近日点的进动问题，首先发现这一问题的是海王星的发现者、法国天文学家勒威耶(Leverrier，UrbainJeanJoseph1811～1877)。海王星的发现曾使牛顿引力理论的威信达到了它的顶峰。勒威耶先通过计算预言，以后经观测证实了海王星的存在。在牛顿理论发展的全部历史过程中，通过纯粹的计算发现一颗巨大的行星成为当时人们瞩目的一项伟大成就，可以说，它消除了人们对牛顿理论价值的最后一点疑虑。然而，富有戏剧性的是，正是这位对牛顿理论正确性做出重大贡献的勒威耶，却在发现海王星的头一年，即1945年，通过计算发现了水星的反常运动，水星的近日点进动值比牛顿理论的预期值每百年快35″。这一发现被加拿大天文学家纽科姆(Newcomb，Simon1835～1909)观测证实，他得到的这一进动附加值是43″/百年。虽然牛顿引力出现的这一微小偏差，远不足以使当时的人们产生紧迫感，然而“能在如此完美无瑕的牛顿理论中，发现某种瑕疵，这本身就是一项非常了不起的成就”①，因为它们有可能成为新引力理论的生长点。
1906年，法国数学家庞加莱(Poincare，JulesHenri1854～1912)在所发表的一篇论文中，以实现洛仑兹群协变的要求为前提，构造了第一个相对论引力理论②。他认为洛仑兹变换下的协变性不仅应体现在麦克斯韦电磁场方程的数学结构中，对于一切非电磁起源的力，包括引力，也应具有类似的协变特征。与此同时，庞加莱还指出，引力作用也像电磁作用一样具有光速的传播速度。以后，俄国-德国数学家闵可夫斯基(Minkowski，Hermann 1864～1909)和德国物理学家索末菲(Sommerfeld，Arnold Johannes Wilhelm 1868～1951)又把这一理论表述为四维矢量分析形式。尽管庞加莱、闵可夫斯基等人的引力协变理论尚存在着一些缺陷，但是他们毕竟找到了第一个协变性的引力理论，由这一理论得出的计算结果与观测值相比较，比牛顿理论的精确度要高，它还成功地给出了引力质量与惯性质量的等同性解释，更注意满足了场论的要求。他们的工作，不仅为以后的物理理论几何化研究奠定了基础，而且这一理论的尝试与缺陷都已成为爱因斯坦建立更为成功的引力理论的借鉴。
2.爱因斯坦建立新引力理论的最初尝试
虽然洛仑兹与庞加莱对洛仑兹变换都有着农厚的兴趣，但是真正能够理解它，并赋予它物理实在意义的却是爱因斯坦。在这方面，他们之间的主要差异就在于对时间，即同时性的理解。只有认识到，时间与空时不可分割，它们统一在同一个变换方式之中，才能真正地把洛仑兹变换当成一种物理实在，而不仅仅是一种数学手段。
1905年，爱因斯坦发表了《论动体的电动力学》论文①，“爱因斯坦用他的相对论发动了物理科学中的一次思想革命”②，在这篇论文中，爱因斯坦是这样总结的，“狭义相对论导致了空间和时间物理概念的清楚解释，并且由此认识到运动着的量杆和时钟的行为。它在原则上取消了绝对同时性概念，从而也取消了牛顿所理解的那个即时超距作用概念。它指出在处理同光速相比不是小到可忽略的运动时，运动定律必须加以修改。它导致了麦克斯韦电磁方程形式上的澄清，特别是导致了对电场和磁场本质上同一性的解释。它把动量守恒和能量守恒这两条定律统一成一条定律，并且指出了质量与能量的等效性。”① 1907年，爱因斯坦又在《关于相对论原理和由此得出的结论》论文中②，进一步阐明E=mc2的意义。1906年，相对论的最早支持者普朗克证明③，运动方程可以借助引入拉格朗日函数L=-m0c2（1-v2/c2）1/2利用最小作用量原理推出。1907年，担任普朗克助教的德国物理学家劳厄(Laue, Max The odor Felixvon1879～1960)运用相对论运动学导出了菲涅耳曳引系数，并解释了菲索实验。1909年美国物理学家刘易斯(Lewis, G.N.)和托尔曼对具有绝对时空观的牛顿力学进行了改造，引入了相对论动量，使动量守恒与能量守恒定律具有了协变形式，为相对论动力学研究奠定了坚实的基础。在这些成果中，最引人瞩目的、也是对广义相对论的建立最具有影响的是闵可夫斯基四维时空的提出。1908年9月21日在科隆举行的第八届德国自然科学家和医生大会上，闵可夫斯基做了《空间和时间》的著名讲演。闵可夫斯基不仅是爱因斯坦以外，第一个明确了时空观念的变化，同时还利用他的四维时空给予了相对论理论一个非常优美和简洁的数学形式。他的四维理论在简化了相对论理论体系的同时，也成为狭义相对论向广义相对论过渡的连接纽带，自然为广义相对论的建成奠定了基础。
狭义相对论的两个缺陷是明显的，①它依赖于惯性系，并承认它的特殊地位。②在它的理论框架中，不包容引力理论。最初，爱因斯坦试图在狭义相对论的理论框架之中，建立一个新的相对论理论，以包容引力理论。“最简单的作法是当然保留拉普拉斯的引力标量势，并用一个关于时间微分项，以明显的方式来补足泊松方程，使狭义相对论得到满足。”①但是，很快地他就察觉到了其中的困难，而且意识到“虽然惯性和能量之间的关系已经如此美妙地从狭义相对论中推导了出来，但是惯性和引力之间的关系却没能得以说明，我猜想，这个关系是不能依靠狭义相对论来说明的。”
3.物理几何化
在建立相对性引力理论过程中，爱因斯坦、庞加莱及闵科夫斯基最初的尝试都未能成功，其关键都在于与理论相关的时空结构。
在迈向成功的道路上，爱因斯坦获得飞跃性的认识来源于对刚体转动圆盘的研究。在他1912年2月所发表的《光速和引力场的静力学》一文中，他认为，由于洛仑兹收缩，圆周与半径之比不再为π，这表明，惯性系的观察者得出沿圆周运动方向运动的尺有尺缩效应，而相对非惯性旋转系的观察者根据等效原理，会认为所在系是静止不动的，却存在着一个“离心的引力场”，由于圆周与半径之比不再为π，他自然会解释为，由于这一引力的存在，使欧几里德几何不再成立。将这一结论扩展到一切真实引力场，有引力的空间都将不再是欧几里德的。这就是爱因斯坦所解释的，“把等效原理和狭义相对论结合起来，很自然地得出，引力与非欧几何联系在一起”的结论。当时爱因斯坦对非欧几何所知甚少，仅在大学读书时从基塞(Geiser)教授那里学到一点微分几何的知识，正是其中有关高斯曲面理论使爱因斯坦受到启发。他曾回忆道，“直到1912年，当我偶然想到高斯的曲面理论可能就是解开这个奥秘的关键时，这个问题才获得了解释。我发现，高斯曲面坐标对于理解这个问题是十分有意义的。”①
德国数学家高斯(Gauss, Johann Karl Freidrich1777～1855）从大地测量中受到启发，创立了二维曲面的微分几何理论。他在曲面上引入曲线坐标u和v，并证明曲面上任意线元具有如下普遍形式
ds2=g11du2+g12dudv+g21dvdu+g22dv2
其中g11，g12，g21，g22均为变量u和v的函数，称之为度规，它们由曲面的物质所决定。根据高斯的曲线坐标和度规，不仅可以确定曲面上的测地线（即弯曲空间的“直线”），还可以找到曲面的曲率，并进一步证明曲面所在空间的非欧几里德性质。高斯曲面即为一种弯曲的二维空间结构，然而在其中一点的任意一个小的邻域上，它应近似为平面，在这个局域，欧氏几何仍将成立，并与局域的笛卡尔系相对应。
爱因斯坦把引力空间与高斯曲面理论做了类比思考，他发现，引力所在的空间具有类似高斯曲面的几何性质，特别是当他把闵可夫斯基对狭义相对论所做的解释与引力问题联系起来以后，就更认识到其中的重要含意，这些观念成为了广义相对论理论形成的重要因素。他曾说“没有这个观念，广义相对论恐怕无法成长”，因为闵可夫斯基的四维世界“与高斯曲面理论相结合，向人们展示，存在引力场时，空间是弯曲的，欧氏几何不再成立，这表面引力场中不存在全局性的或大范围的惯性系，但对每一时空点附近的一个小的局域而言，却是闵可夫斯基平直的，欧氏几何仍成立，同时也存在与之对应的'局域惯性系’。”这实际就是“爱因斯坦升降机”的思想。爱因斯坦明确地指出，“高斯的曲面理论与广义相对论间最重要的接触点就在于度规的性质，这些性质是建立两种理论概念的重要基础。”在1912年3月，爱因斯坦在《静引力场理论》中又指出，“等效原理只能在局域中成立”，这一系列思想表明，爱因斯坦看到了引力与时空几何结构间的联系，这就是引力场影响着时空结构，乃至决定着它的度规的规律。
在广义相对论建立过程中，更具有重要意义的事情就是爱因斯坦与他的老同学格罗斯曼（Crossmann, M. 1878─1936）的合作。在格罗斯曼的帮助下，他学习了黎曼几何、里奇与列维─契维塔的张量分析，这一理论体系是以高斯-黎曼及克利斯托菲尔关于非欧几何流形的研究为基础发展起来的，它很快地被用到了广义相对论的引力理论之中。从1912年8月开始，爱因斯坦与格罗斯曼合作，先后发表了三篇论文，它们标志着广义相对论走向建成的重要阶段。
在1913年，爱因斯坦与格罗斯曼联合发表的重要论文《广义相对论纳要和引力理论》中①，他们提出了引力的度规场理论，用来描述引力场的不再是标量势，而是以10个引力势函数的度规张量，引力与度规的结合，使黎曼几何获得了实在的物理意义，物理研究向着几何化迈进了决定性的一步。
4.引力场方程的提出
在格罗斯曼的帮助下，爱因斯坦找到了适用于广义相对论理论所需要的数学工具──绝对微分学。但是，在一开始所得到的引力场方程只对线性变换才是协变的，还不具有广义相对性原理所要求的，在任意坐标变换下所具有的协变性，这是因为在当时，爱因斯坦还不太熟悉张量运算，他只保留了守恒定律而放弃了广义协变关系。尽管这一尝试还不算成功，以研究复变函数、特殊函数，并于1902年得到拉普拉斯方程普遍解而成名于世的英国数学家惠特泰克（Whittacker, Edmund Taylor1873-1956)却给予它很高的评价。他认为用十个引力势函数g??确定引力场是一个巨大的创新，因为它意味着抛弃一个由来以久的信条，即引力场能被一个单一的标量势所描述①。在爱因斯坦重新回到普遍协变要求，并对黎曼-克里斯托菲尔曲率张量有了新的认识以后，相对论引力理论的研究有了真正的进展。此时，引力问题与两个里奇张量联系在一起，
Gim=Rim+Sim
再补充以协变性要求，爱因斯坦得到了引力场方程 ???
在自由空间中，该方程变为 ???
其中R??是里奇曲率张量，R为标量曲率，T??为能动张量，∧为宇宙学常数。
广义相对论理论依赖于两个彼此独立的假定。第一个假定是，引力场对物质的影响可以利用弯曲时空度规g??代替平直时空度规——闵可夫斯基度规描述。其实，这就是等效原理的数学表述，这一假定已被厄阜扭秤实验，以及以后的迪克、贝林斯基(Belinsky)等人的实验所证实。第二个假定便包含在爱因斯坦的引力场方程之中。这个方程假定了描述时空弯曲的度规与物质及能量分布间的联系，又因为能动张量还与其它非引力性质的力有关，这一方程又反映了引力场与其它力的关系。
与麦克斯韦电磁场方程不同，引力场方程所包含的十个关于g??变量的方程组都是非线性的，但是，它对任意曲线坐标变换却是不变的。由于缺乏严格解的普遍方法，只能逐个找到特殊情况下的近似解。例如史瓦西所得到的方程解就是静态球对称引力场方程的特殊解，它已经被著名的三大实验所验证。在得到史瓦西解的同时，一个棘手的问题也随之出现，这就是在史瓦西半径上的度规分量奇点的出现。尽管后来爱丁顿与奥本海默分别找到了消除奇点的坐标系，但是直到40多年以后，即1959年，弗伦斯克尔(Fronskel)、芬克尔斯坦(Finkelstein)及克鲁斯克尔(Kruskal)引入了新坐标系，奇点不仅被消除，在r=2M处还能以“咽喉”将两个渐近平直区域连通起来，此时，人们对奇点有了更进一步的认识。
5.引力波研究
在引力几何化的过程中，爱因斯坦很重视引力场与电磁场的相似性。1912年7月，在他写给埃伦菲斯特的一封信中说，他注意到他关于静引力场的讨论对应着电磁理论中的静电场情况，而他所称的“广义静止情况”却与静磁场相似。他的“转动圆盘”将产生一种静止的引力的“磁场”，既然电磁波是一种由电场与磁场相互作用的运动形态，引力的“电”与“磁”分量就有可能对应着引力波的存在。
早在1916年，即建立了广义协变的引力场方程不久，爱因斯坦就得到了引力场方程的线性近似引力波波动方程解①。1922年，爱丁顿强调指出，这些解从理论上预言了引力波的存在①。对于物理理论工作者来说，问题在于如何从实验上探测到引力波以证实它的存在，并如何从实验上确定它的性质，如传播速度与偏振特性等。1918年，爱因斯坦首先证明②，仅仅处于加速状态的质量体系，并不能像电磁偶极子辐射电磁波那样，辐射引力波，这是因为质量总是正的，并且一切物体的引力质量与惯性质量总是精确地保持一致的结果。然而，如果一根质量为M、长度为2l的质密棒，沿垂直于棒的中心轴高速旋转，并且具有时变的四极矩时，将会有引力辐射产生。首先设法在实验室条件下，对引力波进行探测的是韦伯③。1970年，他宣布实验探到发自银心的引力波④，虽然这一结果被其后类似的其它实验观测否定，但是韦伯的开拓性工作仍具有很重要的意义。从60到70年代，天文学以及天体物理学的进展表明，某些天体有可能辐射强大功率的引力波。1974年，通过阿雷西波天文台直径305米的巨型射电天文望远镜，泰勒(Taylor，JosephHooten Jr.)和他的研究生赫尔斯(HulseRussellAlen)共同发现了第一颗脉冲双星PSR1913+16⑤。这颗脉冲双星似乎是专门为验证广义相对论而提供的太空实验室。首先，引人注目的是这颗星发出的脉冲频率。它的频率为16.940539184253(1)Hz，只有最后带括号的一位数字才是不准确的。它的频率随时间的变化又极为缓慢，变化率稳定在-2.47583(1)×10-15Hz/s。如果把它视为一台时钟，其精确程度可以与石英钟相媲美。描述脉冲星的轨道运动有五个主要参量，其中一个参量是描述主轴的取向，它类似于太阳系行星的近日点，称为近星点。与水星做对比，它的近星点进动率要比水星近日点进动率高3万倍以上，这就为高精度地验证广义相对论提供了方便。泰勒测量到的脉冲星近星点进动率为4.2262（1）°/年，与广义相对论符合得极好。他们还根据年进动率、轨道延迟时间和引力红移等数据综合分析，得出这颗脉冲星的质量为1.4410（5）M⊙，其伴星则为1.3874（5）M⊙。
在此之前，对广义相对论的验证都是在太阳系内获得的，由于太阳的引力很弱，使以前对引力理论的验证（如水星近日点进动、光线的引力弯曲以及信号延迟等）仅限于验证引力理论在弱引力近似情况下与牛顿引力的微小偏移，因而难以提高对引力理论的判断与限制，更不能在弱引力情况下，对引力波的预言做出检验。根据广义相对论，双星系统是一种旋转着的质量四极子，它应能以引力波方式辐射能量。与所有束缚在一起的二体引力系统一样，其运行轨道周期将随着能量的辐射而减小。在发现脉冲双星PSR1913+16以后，泰勒及其后来的合作者威斯伯(Weisberg,J.M.)、曼彻斯特(Manchester,R.N.)等人坚持长时间的跟踪观测，对脉冲星扫过的总轨道角及它们随时间如何偏离的线性关系积累了大量的观测数据。此外，为尽可能准确地判断脉冲周期，还需扣除星际介质色散和地球自身运动的影响，再将脉冲到达时间转换到脉冲星参考系。在这一转换中，除要考虑脉冲星及其伴星相互绕行的轨道运动外，还应考虑脉冲星自转及各种相对论效应。排除了上述各因素的干扰之后，他们得到的该双星系统轨道周期随时间的变化率是????
与按广义相对论理论预计值dpb/dt=-（2.4025±0.0001）×10-12极为接近①②。脉冲双星的发现以及通过对其周期长时间的观测结果，不仅使爱因斯坦的引力理论再一次地获得了高精度地检验，而且进一步证实了引力波的存在，这一重大成果提供了一个基础理论研究与现代高科、技术结合以及各基础研究领域彼此相互渗透的典范。
泰勒1941年生于美国费城，1963年毕业于宾夕法尼亚州哈弗福德学院，1968年在哈佛大学天文学系获得博士学位。1968～1969年，在哈佛大学天文台任天文学讲师并从事研究工作。1969～1976年，在马萨诸塞大学任天文学副教授，1976～1981任教授，1981年以后在普林斯顿大学担任物理学教授。研究领域是射电天文学、设计和发展射电天文望远镜与信息处理系统，对脉冲星研究造诣尤深。赫尔斯1972年毕业于马萨诸塞大学，1975年在泰勒指导下，获得博士学位，此间这对师生所研究的课题使他们获得1993年诺贝尔物理学奖。1975～1977年，赫尔斯在美国射电天文台从事研究工作，1977年转入普林斯顿大学，在该校等离子体物理实验室进行研究工作，主要的研究领域是，托卡马克受控热核聚变等离子体中的粒子迁移及原子过程的计算机模拟研究。
虽然赫尔斯较早地离开了脉冲星及射电天文研究，泰勒及他以后的合作者们却对脉冲星进行连续观测长达18年之久。他们为引力辐射研究积累了大量的技术数据。已记录的脉冲星PSR1913+16的站心时间就有4500个，其轨道周期的衰减速率的测量精度达到了0.35%，这些数据可以决定五个开普勒轨道参量和一个后开普勒参量，其精度达到了百万分之几，可以从几个不同的方面“对广义相对论作出有说服力的验证，特别检验了'电四极矩’导致引力辐射，引力波必须以光速传播”①②。为了观测脉冲星周期这样一个随时间二次方偏离的效应，长时间的连续观测是必不可少的。在现今社会中，有一种只看重短期效益、崇尚所谓短线科研的趋向。泰勒和他的几个学生、博士后及其它合作者们，潜心专注于大科技领域中的小课题研究，在阿雷西波研究所使用最普通的仪器设备，耐心地进行令人感到乏味的观测研究长达近20年之久的上千次观测，这种精神境界以及所取得的辉煌成果都为世人提供了出色的范例。近几十年的研究发现，宇宙间大致有三种类型的引力波，除了发自脉冲双星的这种频率稳定而持续的引力辐射外，还有引力波背景辐射，它们是宇宙发展各阶段，特别是早期宇宙各个物理过程残留引力辐射的叠加波，它们与其它背景“噪音”混杂，难以区分与观测；第三种是脉冲式或扰动式的引力波，它们由超新星爆发、致密天体塌缩、活动星系核中的剧烈扰动、星震等形成。这种引力辐射的强度虽然较大，但持续时间极短，频带也比较宽，给观测带来较大困难。比较起来，双星的引力辐射既稳定又能持续，频率还确定。如果两颗子星的质量足够大，相距又比较近，它们互相绕行的速度与加速度都比较大，由于引力辐射损失能量，轨道缩小、周期随之变短的效果就比较明显，观测其轨道周期的变化率，将不仅能定量地检测引力波的存在，还能确定引力辐射的特征。到本世纪90年代初为止，在证实引力辐射方面，除了人们公认的PSR1913+16是满足上述条件的最好观测目标以外，1990年还发现了脉冲双星 PSR1534+12，它的轨道周期为36351.70270秒，两颗子星相距很近，质量均为1.3M⊙。目前正在积累观测资料，以准确地确定其轨道周期变率，人们正期待着这一观测前景。
6.引力理论的进展
引力是自然界最弱的相互作用，过去在相当长一段时间内，引力研究的进展不仅缓慢，而且除了天体物理以外，与其它学科的联系也甚少。然而，近二三十年来，情况却有所改观，一方面是引力物理随着宇宙学与高能天体物理的进展而发展，另一方面，在凝聚态物理、材料科学中，微引力物理的发展令人瞩目地崛起，与此同时，引力理论自身也在迅速地发展着。最初，引力理论沿着两个不同的方向发展，一是把电磁场理论纳入引力理论之中的研究，一是引力理论向宇宙学方向发展。
（1）引力与电磁场的统一性研究
电磁场是一种规范场，麦克斯韦方程是一种最简单的规范场方程。包括电磁场、引力场在内的规范场都可以被视为一种几何结构，它们都具有拓扑性质，也具有可以以几何方式表述的辐射特征。在建立相对论后不久，爱因斯坦即注意到了这些相似性。他认为“存在两个独立的空间结构，引力的、电磁的，这两种场应该存在于一个统一的空间结构之中。”1930年以后，爱因斯坦把他的大部分精力投入到引力与电磁力的统一研究之中。与爱因斯坦一起，还有几位数学家，如列维-契维塔(Levicivi-ta)、嘉当(Cartan)、魏尔(Weyl)等人，都热衷于这一工作。魏尔曾试图像爱因斯坦那样，从几何学上用弯曲时空解释这两种力。他确信，通过对时间、空间连续体的研究，可以把引力与电磁力联系起来。首先必须把电磁场方程用于黎曼空间，以便与爱因斯坦的引力理论接轨。为此，魏尔大胆地尝试着应用规范不变性的设想①，令时空两个无限临近点x?与x?+dx?间，???
考虑到在规范变换中，各时空点的变换率不同，
而且为保持变换不变性要求，???
相同的方式出现，按此方式可以把电磁学统一起来。虽然在初期，这一工作取得了一些进展，但是毕竟引力场与电磁场分属于两个完全不同的范畴，进一步的研究遇到了难以克服的困难。泡利和爱因斯坦都认为魏尔的理论虽然在数学上很有趣，但与电磁学理论的联系越来越远，以致后期的进展不大，最后魏尔放弃了原来的想法。
在量子力学诞生后，于1927年，福克(Fock)和伦敦(London)注意到电磁动量应用
i的引入表明，应当把规范变换换作为位相的变换。由于电磁场的位相在复平面单位圆上是U（1）位相，而单位圆上的两个复数相乘仍在单位圆上，它们形成变换群，即李群。由这种复杂的位相所组成的变换不变性，称为非阿贝尔规范理论，
（1）表示法拉第定律和高斯定理，（2）表示安培定律和库仑定律，
从对比中不仅看到了它们之间的相类似之处，而且根据位相概念，很自然地引入了Cijk与Bk?，并用普遍的协变微分替换了普通的微分。
本来，在U（1）情况下，一个变换只对应圆周位置上的一个参数，但在复杂的李群情况下，SU（2）需要3个参数，SU（3）需要8个参数，使变换异常复杂起来。虽然电磁力与引力的统一至今没有结果，有一点却是肯定的，它导致了对电磁场是一种位相场的正确认识。一个复杂的位相场就是李群，而复杂的位相所组成的变换不变性即为非阿贝尔规范理论。电磁力与引力的统一应该与非阿贝尔理论紧密相关。
非阿贝尔规范理论是在1954年由杨振宁和密耳斯(Mills,R.L.)提出来的。1961年，格拉肖(Glashow,SheldonLee1932～)首先把这一理论用于电磁作用与弱作用的统一。1967年温伯格(Weinberg,Steven1933～)与萨拉姆(Salam,Abdus1926～)又在对称性自发破缺的基础上，提出了电磁与弱相互作用的具体模型，并预言了弱中性流的存在。1970年胡福特(Hooft)等人又将这一模型做了重正化发展。1973年，美国费密实验室与欧洲核子中心相继发现与模型一致的弱中性流。人们确信，非阿贝尔规范场理论不仅是把电、弱，甚至还将是把引力以及强相互作用都统一在内的有力工具。
（2）引力的“磁性”研究
与引力和电磁力相关性研究相紧密联系的还有关于引力的“磁性”研究。广义相对论的三个经典检验都只涉及引力的“电”分量，即广义相对论中的引力势部分。在牛顿引力理论中，引力只具有“电”分量，它是相对论引力理论在弱引力情况下的近似。然而在广义相对论的理论框架之下，引力应该有其“磁”分量，这一分量与牛顿引力没有近似的对应关系。爱因斯坦在他的转动圆盘中，早就做出过预言，静止的质量只引起引力的“电”分量，而运动的质量将引起引力的“磁”分量，旋转的质量会有引力的“磁矩”，两个运动着的旋转体之间会有引力“磁矩”的相互作用，这些均是牛顿引力理论中所没有的。检验引力的“磁”分量是否存在，自然成为鉴别牛顿引力理论与广义相对论二者的关键之一。
检验的原理很简单，用一个在空中旋转的陀螺，根据广义相对论，在旋转的陀螺和旋转的地球之间应该有引力的磁力作用，陀螺会发生进动，进动的方向和进动的速率与地球的旋转有关。这种相互作用与原子物理学中自旋-自旋相互作用十分相似。自旋-自旋相互作用十分微弱，只引起光谱中的谱线的超精细结构。陀螺与地球之间的引力“磁”作用也十分微弱，对一个放置在600千米高空的陀螺，地球引力磁作用，所引起的最大进动率也只有0.044″/年。
相对论陀螺实验开始于本世纪80年代，美国斯坦福大学物理系一个实验小组计划在本世纪完成这项实验①。他们的回转仪是一个不球度和不均匀度均极小（相对几何不球度和相对密度不均匀度均小于3×10-7）的熔融石英晶体球，球外由铌超导体覆蔽，并由安放在真空度小于10-8托的高真空石英球腔内的静电装置旋空支撑，整个装置安放在卫星舱内的液氦中，使腔壁冷却温度在9K以下。利用液态氦气流吹动小球，使其转动角速度达到每秒几百转。为了精确地测量到回转仪的进动，必须在无接触条件下，精确地确定回转仪转轴相对卫星的指向。他们选择了七妙的方法，这就是利用磁场进行。当然首先需要对卫星有良好的磁屏蔽，以消除地磁及其它杂散磁场的干扰，它们的强度不得高于10-7高斯数量级。旋转超导球由于伦敦效应被磁化后，磁矩的轴与旋转的轴相垂直，轴的方向可以利用根据约瑟夫森效应工作的高灵敏度超导磁强计测出。这一实验对卫星的要求也很严格。首先它应相对宇宙空间某颗不动的恒星保持定向，定向角度的偏离不得大于0.001拻。为此，装在舱内的定向望远镜镜片应由石英制造，并冷却到液氦温度，在液氦温度下，它们的主光轴由于湿度变化的漂移角度不得超过0.001拻。这一实验的构想新颖，设计巧妙，不仅难度很大，而且应持续数年、十数年甚至数十年才能有明显的结果。在这以前，对广义相对论的检验只涉及引力势的相对修正量测量，即只涉及引力的“电”分量，而这一实验，是从引力的旋度分量，即只涉及引力的“电”分量，而这一实验，是从引力的旋度分量，即从“磁”分量入手进行引力理论的检验，因此它具有十分特殊的地位，世人正以极大的兴趣密切地注视着它的进展。
(3)奇性与宇宙监督原理
引力场方程在静态球对称真空条件下的史瓦西解是一个精确解，它描述了渐近平直空间中，质量为M的孤立球对称物体的引力场。在通常使用的坐标系中，度规分量在史瓦西半径r=2M处变为奇点。在1959年，经弗伦斯卡尔(Fronskel)、芬克尔斯坦(Finkelstein)及克鲁斯克尔(Kruskal)所证实，这一奇点仅是一个“虚假的”数学奇点，时空结构在这一点所产生的“质变”可以通过坐标系的重新选取而消除。虽然如此，相对性引力理论的奇点问题并未消除。
由于引力可以在整个宇宙中产生一种宇观的效应，任何引力理论的发展都会导致对宇宙整体结构的一种解释，随之出现与之相应的一种宇宙模型。牛顿引力理论也如此，然而它所面临的问题是，由这一理论，导致宇宙中的一切物体必须回落到一起，这与当时人们所认为的宇宙基本上不随时间变化的观念相矛盾。广义相对论建成后，爱因斯坦只是靠把宇宙学项硬加到场方程中，才克服了这个“吸引”问题。此外，爱因斯坦的静态宇宙模型仍然是不稳定的，只要有一点微小的扰动，就会使它无休止地塌缩或膨胀起来。1920年，美国天文学家斯里弗(Slipher,VectoMelvin1875～1969)与哈勃(Hubble,EdwinPowell1889～1953）观测到遥远星系的退行以后，爱因斯坦的静态宇宙模型即被人们放弃了，描述膨胀的第一个宇宙模型由美国物理学家弗里德曼(FriedmanHerbert1916～)给出。1922年，弗里德曼的宇宙模型又被罗伯孙(Robertson)与沃克(Walker)所推广，他们的模型假设宇宙是均匀和各向同性的。 1951年，陶伯(Taub)建立了第一个各向异性的宇宙模型，其后又被赫克曼(Heckmann)和舒金(Schuking)所发展。1965年，彭齐阿斯和威尔孙发现了具有高度各向同性的微波背景辐射表明，宇宙的大尺度结构相当近似于弗里德曼模型。很快地，观测得到的宇宙氦和氘的丰度又与弗里德曼模型中的合成计算符合得很好。这些都证明，弗里德曼模型是一个较好的近似宇宙模型。然而，弗里德曼宇宙模型却要求有一个初始奇点，即初始大爆炸产生。
从弗里德曼模型问世时起，回避该模型的奇点研究就一直在进行着。1948年，邦迪(Bondi)、戈尔德(Gold)与霍伊尔(Hoyle)就曾提出宇宙处于稳恒状态，即全部时空点处于相同的面貌，当星系彼此退行时，各时空点的物质也在随时相应地产生，宇宙总保持着密度、状态上的稳恒。这一解释虽然避开了奇点，却与后来的射电源及宇宙微波背景辐射的观测相矛盾。回避奇点的研究还在其它几种途径上进行着，例如，1963年，利弗席兹(Lifshitz)和卡拉特尼科夫(Khalatnikov)把具有奇点的引力场方程解在奇点附近做幂级数展开，他发现，在具有奇点的解中所包含的任意函数比普通解中要少，因而做出推测，具有奇点的解在全部解空间中的测度可能为零。然而后来发现，情况并非如此，在有的普通解中，任意函数仍足够多，奇点仍不可避免。 几十年来的理论研究表明，所有回避奇点的尝试都不太成功。1965年彭罗塞(Penrose)通过整体微分几何证明，如果某些整体性条件得以满足，恒星塌缩过程中的奇点是不可避免的①。彭罗塞的方法又被霍金和杰罗奇(Ceroch)所推广。从1965～1970年间，他们提出了若干理论，并把它们用于宇宙学研究。他们于1970年提出奇点定理②。该定理表明，若满足下列整体条件：①广义相对论正确，②对任何类时向量Va，物质的能动张量满足 ???
③不存在闭合类时曲线，④任何类时或零测地线上都包含某一点，在该点处有V[aRb]cd[eVf]VcVd≠0，⑤在某点p，使从p发出的指向过去或未来的零测地线再次收敛时，奇点是不可避免的。实际上，在现有的相对论引力理论框架下，上述这五项条件都是合理的。条件①已被若干实验所证实，条件②适用于任何正质量密度和正压力的物质，条件③表明不可能回到自己的过去，这是对因果律的要求，条件④表明，每一条类时或零测地线都会与某些物质或曲率取向无规则的点相遇，条件⑤要求宇宙中的物质或能量足够集中，使从某点p发出的指向过去的每一条光线会聚，这意味着宇宙中存在有足够多的物质，得以使条件⑤满足。
奇点定理表明，广义相对论的本身就预言了奇点的存在，因为在一般情况下，每一条类时或零测地线都会存在一个起点。这一定理还表明，当一个恒星收缩到小于史瓦西半径内，就会出现奇点。在奇点处，人们不知道所遵循的规律，丧失了预言未来的能力，而且每一次的恒星塌缩都会在宇宙中增加一个不可知的因素。为摆脱这一困境，人们提出了如下猜想，奇点虽不可避免，但是所形成的奇点是出现在所谓的黑洞范围以内，光线与其它任何信息都不可能从那里逃离出来，人们不能观测到奇性，或奇性与人们日常生活的经典范围不可能发生任何联系，因而物理原则也就不可能被破坏，这一猜想即被称为宇宙监督原理(hypothesis of cosmic censorship)，无论证明或否定这一原理都是相对论引力理论所面临的重要课题之一。参与这一课题研究的有威勒(Wheeler, J. A.)、依斯瑞尔(Israel, W.)、德洛奇克维奇(Doroschkevich, A.G.)、杰尔多维奇(Zel＇dovich Ya.B.)和诺维柯夫(Novikov,S.P.)。
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