高斯是什麼家_大眾科普網

的發展多集中在解開場方程式上，解答的物理解釋以及尋求可能的實驗與觀測也占了很大的一部份。但因為場方程式是一個非線性偏微分方程，很難得出解來，所以在電腦開始應用在科學上之前，也只有少數的解被解出來而已。其中最著名的有三個解：史瓦西解(theschwarzschildsolution(1916)),thereissner-nordströmsolutionandthekerrsolution。

在廣義相對論的觀測上，也有著許多的進展。水星的歲差是第一個證明廣義相對論是正確的證據，這是在相對論出現之前就已經量測到的現象，直到廣義相對論被愛因斯坦發現之後，才得到了理論的說明。第二個實驗則是1919年愛丁頓在非洲趁日蝕的時候量測星光因太陽的重力場所產生的偏折，和廣義相對論所預測的一模一樣。這時，廣義相對論的理論已被大眾和大多的物理學家廣泛地接受了。之後，更有許多的實驗去測試廣義相對論的理論，並且證實了廣義相對論的正確。

另外，宇宙的膨漲也創造出了廣義相對論的另一場高潮。從1922年開始，研究者們就發現場方程式所得出的解答會是一個膨漲中的宇宙，而愛因斯坦在那時自然也不相信宇宙會來漲縮，所以他便在場方程式中加入了一個宇宙常數來使場方程式可以解出一個隱定宇宙的解出來。但是這個解有兩個問題。在理論上，一個隱定宇宙的解在訴學上不是穩定。另外在觀測上，1929年，哈伯發現了宇宙其實是在膨漲的，這個實驗結果使得愛因斯坦放棄了宇宙常數，並宣稱這是我一生最大的錯誤(thebiggestblunderinmycareer)。

但根據最近的一形超新星的觀察，宇宙膨脹正在加速。所以宇宙常數似乎有敗部復活的可能性，宇宙中存在的暗能量可能就必須用宇宙常數來解釋.

基本假設

等效原理：引力和慣性力是完全等效的。

廣義相對性原理：物理定律的形式在一切參考系都是不變的。

主要內容

愛因斯坦提出“等效原理”，即引力和慣性力是等效的。這一原理建立在引力質量與慣性質量的等價性上。根據等效原理，愛因斯坦把狹義相對性原理推廣為廣義相對性原理，即物理定律的形式在一切參考系都是不變的。物體的運動方程即該參考系中的測地線方程。測地線方程與物體自身固有性質無關，只取決於時空局域幾何性質。而引力正是時空局域幾何性質的表現。物質質量的存在會造成時空的彎曲，在彎曲的時空中，物體仍然順著最短距離進行運動(即沿著測地線運動——在歐氏空間中即是直線運動)，如地球在太陽造成的彎曲時空中的測地線運動，實際是繞著太陽轉，造成引力作用效應。正如在彎曲的地球表面上，如果以直線運動，實際是繞著地球表面的大圓走。

引力是時空局域幾何性質的表現。雖然廣義相對論是愛因斯坦創立的，但是它的數學基礎的源頭可以追溯到歐氏幾何的公理和數個世紀以來為證明歐幾裡德第五公設（即平行線永遠保持等距）所做的努力，這方面的努力在羅巴切夫斯基、bolyai、高斯的工作中到達了頂點：他們指出歐氏第五公設是不能用前四條公設證明的。非歐幾何的一般數學理論是由高斯的學生黎曼發展出來的。所以也稱為黎曼幾何或曲面幾何，在愛因斯坦發展出廣義相對論之前，人們都認為非歐幾何是無法應用到真實世界中來的。

參考資料：
1.
http://www.wozhidao.info/zh/%e5%b9%bf%e4%b9%89%e7%9b%b8%e5%af%b9%e8%ae%ba.htm
<br/><br/><fontcolor=#0556a3>參考文獻：</font>百度百科廣義相對論（generalrelativity‎）是愛因斯坦於1915年以幾何語言建立而成的引力理論，統合了狹義相對論和牛頓的萬有引力定律，將引力改描述成因時空中的物質與能量而彎曲的時空，以取代傳統對於引力是一種力的看法。因此，狹義相對論和萬有引力定律，都只是廣義相對論在特殊情況之下的特例。狹義相對論是在沒有重力時的情況；而萬有引力定律則是在距離近、引力小和速度慢時的情況。

背景

愛因斯坦在1907年發表了一篇探討光線在狹義相對論中，重力和加速度對其影響的論文，廣義相對論的雛型就此開始形成。1912年，愛因斯坦發表了另外一篇論文，探討如何將重力場用幾何的語言來描述。至此，廣義相對論的運動學出現了。到了1915年，愛因斯坦場方程式被發表了出來，整個廣義相對論的動力學才終於完成。

1915年後，廣義相對論的發展多集中在解開場方程式上，解答的物理解釋以及尋求可能的實驗與觀測也占了很大的一部份。但因為場方程式是一個非線性偏微分方程，很難得出解來，所以在電腦開始應用在科學上之前，也只有少數的解被解出來而已。其中最著名的有三個解：史瓦西解(theschwarzschildsolution(1916)),thereissner-nordströmsolutionandthekerrsolution。

在廣義相對論的觀測上，也有著許多的進展。水星的歲差是第一個證明廣義相對論是正確的證據，這是在相對論出現之前就已經量測到的現象，直到廣義相對論被愛因斯坦發現之後，才得到了理論的說明。第二個實驗則是1919年愛丁頓在非洲趁日蝕的時候量測星光因太陽的重力場所產生的偏折，和廣義相對論所預測的一模一樣。這時，廣義相對論的理論已被大眾和大多的物理學家廣泛地接受了。之後，更有許多的實驗去測試廣義相對論的理論，並且證實了廣義相對論的正確。

另外，宇宙的膨漲也創造出了廣義相對論的另一場高潮。從1922年開始，研究者們就發現場方程式所得出的解答會是一個膨漲中的宇宙，而愛因斯坦在那時自然也不相信宇宙會來漲縮，所以他便在場方程式中加入了一個宇宙常數來使場方程式可以解出一個隱定宇宙的解出來。但是這個解有兩個問題。在理論上，一個隱定宇宙的解在訴學上不是穩定。另外在觀測上，1929年，哈伯發現了宇宙其實是在膨漲的，這個實驗結果使得愛因斯坦放棄了宇宙常數，並宣稱這是我一生最大的錯誤(thebiggestblunderinmycareer)。

但根據最近的一形超新星的觀察，宇宙膨脹正在加速。所以宇宙常數似乎有敗部復活的可能性，宇宙中存在的暗能量可能就必須用宇宙常數來解釋.

基本假設

等效原理：引力和慣性力是完全等效的。

廣義相對性原理：物理定律的形式在一切參考系都是不變的。

主要內容

愛因斯坦提出“等效原理”，即引力和慣性力是等效的。這一原理建立在引力質量與慣性質量的等價性上。根據等效原理，愛因斯坦把狹義相對性原理推廣為廣義相對性原理，即物理定律的形式在一切參考系都是不變的。物體的運動方程即該參考系中的測地線方程。測地線方程與物體自身固有性質無關，只取決於時空局域幾何性質。而引力正是時空局域幾何性質的表現。物質質量的存在會造成時空的彎曲，在彎曲的時空中，物體仍然順著最短距離進行運動(即沿著測地線運動——在歐氏空間中即是直線運動)，如地球在太陽造成的彎曲時空中的測地線運動，實際是繞著太陽轉，造成引力作用效應。正如在彎曲的地球表面上，如果以直線運動，實際是繞著地球表面的大圓走。

引力是時空局域幾何性質的表現。雖然廣義相對論是愛因斯坦創立的，但是它的數學基礎的源頭可以追溯到歐氏幾何的公理和數個世紀以來為證明歐幾裡德第五公設（即平行線永遠保持等距）所做的努力，這方面的努力在羅巴切夫斯基、bolyai、高斯的工作中到達了頂點：他們指出歐氏第五公設是不能用前四條公設證明的。非歐幾何的一般數學理論是由高斯的學生黎曼發展出來的。所以也稱為黎曼幾何或曲面幾何，在愛因斯坦發展出廣義相對論之前，人們都認為非歐幾何是無法應用到真實世界中來的。

在廣義相對論中，引力的作用被“幾何化”——即是說：狹義相對論的闵氏空間背景加上萬有引力的物理圖景在廣義相對論中變成了黎曼空間背景下不受力(假設沒有電磁等相互作用)的自由運動的物理圖景，其動力學方程與自身質量無關而成為測地線方程：

而萬有引力定律也代之以愛因斯坦場方程：由於慣性系無法定義，愛因斯坦將相對性原理推廣到非慣性系，提出了廣義相對論的第一個原理：廣義相對性原理。其內容是，所有參考系在描述自然定律時都是等效的。
實例;
第一個水星近日點的運動試驗
愛因斯坦的預測證明，在彎曲的時空中，光線必然沿著一個彎曲的軌
跡行進，在加速參照系中，光的運行軌跡必定是曲線。因此，根據相對性
原理，光在任何時空中的運動軌跡也一定是彎曲的。愛因斯坦為了檢驗這
一假設，選擇了太陽系的太陽引力場來進行計算，計算結果表面當遙遠的
星光掠過太陽表面時，將會發生一點七秒的偏轉。這一結論將可以通過全
日食時進行觀測檢驗。

二戰結束的1919年，在英國天文學家愛丁頓的支持與鼓勵下，英國科
學界為了證實愛因斯坦的結論，派出了兩支遠征隊分赴兩地觀察日全食，
經過認真的觀測和研究得出最後的結論，星光的確在太陽附近發生了一點
七秒的偏轉，英國皇家學會和皇家天文學會正式宣讀了這一觀測報告，愛
因斯坦根據光線受引力場折射的計算結果與現實如此之吻合。

第二個是光線在引力場的偏移試驗
在一個足夠大的引力場的作用下，空間和時間將發生“彎曲”。這一理論顯然完全不同於人們對空間和時間的經驗認識，也顛覆了以牛頓經典物理學為基礎的空間、時間理論。愛因斯坦以驚人的天才提出了這一理論，並已經對其進行了近乎完美的數學論證。
當時擔任劍橋大學天文台台長的愛丁頓組織了兩支觀測隊，一支由當時的格林尼治天文台台長弗蘭克·華生·戴森率領，前往巴西的索布拉爾；另一支則由愛丁頓親自帶隊，前往非洲西部的普林西比島，當時這是觀測日食效果最好的兩個地點。robincarchpole博士說，愛丁頓在某種意義上說是這兩支隊伍共同的“智力領袖”。兩支隊伍采用了不同的觀測方法。格林尼治天文台的隊伍在觀測完日食時的恆星位置之後，於6個月後返回同一地點，此時太陽已經離開原來天區，這些恆星能夠在夜間觀察到，並且完全不再受太陽引力場的影響。他們將6個月後的恆星位置與日食時的恆星位置進行比較，以判斷太陽對光線的影響。愛丁頓則采取另一種方法，請身在英國的研究人員在夜間觀察金牛座的這批恆星（由於身處地球不同位置，普林西比只能在白天看到這些星星，英國卻可以在夜裡看到），將所得的恆星位置與他觀察到的進行比較。由於兩種方法的不同，在弗蘭克·華生·戴森還在准備進行第二次對比觀測的時候，愛丁頓已經於1919年6月非正式地宣布了他的觀測結果。

第三個是光譜線的紅向移動試驗
廣義相對論認為，光線在引力場中傳播時，它的頻率會發生變化．當光線從引力場強的地方則如太陽附近）傳播到引力場弱的地方（例如地球附近）時，其頻率會略有降低，波長稍增，即發生引力紅移．當光線反向傳播時，頻率增加，波長變短，即發生引力藍移．愛因斯坦在1911年計算出，從太陽射到地球的光線的相對引力紅移變化是．這個數值很小，測量起來相當困難．

白矮星的質量大，半徑小，其發出光的引力紅移效應較顯著．1925年天文學家亞當斯（w．s．adams）觀測了一顆白矮星天狼a，測到的引力紅移與廣義相對論的理論基本相符．20世紀60~70年代測得太陽光譜線的引力紅移值與理論值的不確定度已小於5%～7%．

在地面附近高度相差幾十米的兩點間傳播的光線也應產生引力紅移．只是這種引力紅移的變化更小，只有的數量級，一般實驗手段難以觀測到．1958年穆斯堡爾效應的發現提供了精確完成地面上引力紅移實驗的可能性．1959年龐德（r．v．pound）和雷布卡（c．

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