时间简史全集[1]-第4部分

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常这个新理论是归功于爱因斯坦，但彭加勒的名字在其中起了重要的作用。
　　　　这个被称之为相对论的基本假设是，不管观察者以任何速度作自由运动，相对于他
们而言，科学定律都应该是一样的。这对牛顿的运动定律当然是对的，但是现在这个观
念被扩展到包括马克斯韦理论和光速：不管观察者运动多快，他们应测量到一样的光速。
这简单的观念有一些非凡的结论。可能最著名者莫过于质量和能量的等价，这可用爱因
斯坦著名的方程E＝mc＾2来表达（这儿E是能量，m是质量，c是光速），以及没有任何东
西能运动得比光还快的定律。由于能量和质量的等价，物体由于它的运动所具的能量应
该加到它的质量上面去。换言之，要加速它将变得更为困难。这个效应只有当物体以接
近于光速的速度运动时才有实际的意义。例如，以10％光速运动的物体的质量只比原先
增加了0。5％，而以90％光速运动的物体，其质量变得比正常质量的2倍还多。当一个物
体接近光速时，它的质量上升得越来越快，它需要越来越多的能量才能进一步加速上去。
实际上它永远不可能达到光速，因为那时质量会变成无限大，而由质量能量等价原理，
这就需要无限大的能量才能做到。由于这个原因，相对论限制任何正常的物体永远以低
于光速的速度运动。只有光或其他没有内禀质量的波才能以光速运动。
　　　　相对论的一个同等卓越的成果是，它变革了我们对空间和时间的观念。在牛顿理论
中，如果有一光脉冲从一处发到另一处，（由于时间是绝对的）不同的观测者对这个过
程所花的时间不会有异议，但是他们不会在光走过的距离这一点上取得一致的意见（因
为空间不是绝对的）。由于光速等于这距离除以所花的时间，不同的观察者就测量到不
同的光速。另一方面，在相对论中，所有的观察者必须在光是以多快的速度运动上取得
一致意见。然而，他们在光走过多远的距离上不能取得一致意见。所以现在他们对光要
花多少时间上也不会取得一致意见。（无论如何，光所花的时间正是用光速——这一点
所有的观察者都是一致的——去除光所走的距离——这一点对他们来说是不一致的。）
总之，相对论终结了绝对时间的观念！这样，每个观察者都有以自己所携带的钟测量的
时间，而不同观察者携带的同样的钟的读数不必要一致。



　　　　图2。1时间用垂直坐标测量，离开观察者的距离用水平坐标测量。观察者在空间和时
间里的途径用左边的垂线表示。到事件去和从事件来的光线的途径用对角线表示。
　　　　每个观察者都可以用雷达去发出光脉冲或无线电波来测定一个事件在何处何时发生。
脉冲的一部分由事件反射回来后，观察者可在他接收到回波时测量时间。事件的时间可
认为是发出脉冲和脉冲反射回来被接收的两个时刻的中点；而事件的距离可取这来回过
程时间的一半乘以光速。（在这意义上，一个事件是发生在指定空间的一点以及指定时
间的一点的某件事。）这个意思已显示在图2。1上。这是空间——时间图的一个例子。利
用这个步骤，作相互运动的观察者对同一事件可赋予不同的时间和位置。没有一个特别
的观察者的测量比任何其他人更正确，但所有这些测量都是相关的。只要一个观察者知
道其他人的相对速度，他就能准确算出其他人该赋予同一事件的时间和位置。
　　　　现在我们正是用这种方法来准确地测量距离，因为我们可以比测量长度更为准确地
测量时间。实际上，米是被定义为光在以铂原子钟测量的O。　　　　　　　　3335640952秒内走
过的距离（取这个特别的数字的原因是，因为它对应于历史上的米的定义——按照保存
在巴黎的特定铂棒上的两个刻度之间的距离）。同样，我们可以用叫做光秒的更方便更
新的长度单位，这就是简单地定义为光在一秒走过的距离。现在，我们在相对论中按照
时间和光速来定义距离，这样每个观察者都自动地测量出同样的光速（按照定义为每0。
　　　　　　　　3335640952秒之1米）。没有必要引入以太的观念，正如麦克尔逊——莫雷实验
显示的那样，以太的存在是无论如何检测不到的。然而，相对论迫使我们从根本上改变
了对时间和空间的观念。我们必须接受的观念是：时间不能完全脱离和独立于空间，而
必须和空间结合在一起形成所谓的空间——时间的客体。
　　　　我们通常的经验是可以用三个数或座标去描述空间中的一点的位置。譬如，人们可
以说屋子里的一点是离开一堵墙7英尺，离开另一堵墙3英尺，并且比地面高5英尺。人们
也可以用一定的纬度、经度和海拔来指定该点。人们可以自由地选用任何三个合适的坐
标，虽然它们只在有限的范围内有效。人们不是按照在伦敦皮卡迪里圆环以北和以西多
少英哩以及高于海平面多少英尺来指明月亮的位置，而是用离开太阳、离开行星轨道面
的距离以及月亮与太阳的连线和太阳与临近的一个恒星——例如α－半人马座——连线
之夹角来描述之。甚至这些座标对于描写太阳在我们星系中的位置，或我们星系在局部
星系群中的位置也没有太多用处。事实上，人们可以用一族互相交迭的坐标碎片来描写
整个宇宙。在每一碎片中，人们可用不同的三个座标的集合来指明点的位置。



　　　　图2。2
　　　　一个事件是发生于特定时刻和空间中特定的一点的某种东西。这样，人们可以用四
个数或座标来确定它，并且座标系的选择是任意的；人们可以用任何定义好的空间座标
和一个任意的时间测量。在相对论中，时间和空间座标没有真正的差别，犹如任何两个
空间座标没有真正的差别一样。譬如可以选择一族新的座标，使得第一个空间座标是旧
的第一和第二空间座标的组合。例如，测量地球上一点位置不用在伦敦皮卡迪里圆环以
北和以西的哩数，而是用在它的东北和西北的哩数。类似地，人们在相对论中可以用新
的时间座标，它是旧的时间（以秒作单位）加上往北离开皮卡迪里的距离（以光秒为单
位）。



　　　　图2。3
　　　　将一个事件的四座标作为在所谓的空间——时间的四维空间中指定其位置的手段经
常是有助的。对我来说，摹想三维空间已经足够困难！然而很容易画出二维空间图，例
如地球的表面。（地球的表面是两维的，因为它上面的点的位置可以用两个座标，例如
纬度和经度来确定。）通常我将使用二维图，向上增加的方向是时间，水平方向是其中
的一个空间座标。不管另外两个空间座标，或者有时用透视法将其中一个表示出来。
（这些被称为空间——时间图，如图2。1所示。）例如，在图2。2中时间是向上的，并以
年作单位，而沿着从太阳到α—半人马座连线的距离在水平方向上以英哩来测量。太阳
和α—半人马座通过空间——时间的途径是由图中的左边和右边的垂直线来表示。从太
阳发出的光线沿着对角线走，并且要花4年的时间才能从太阳走到α—半人马座。
　　　　正如我们已经看到的，马克斯韦方程预言，不管光源的速度如何，光速应该是一样
的，这已被精密的测量所证实。这样，如果有一个光脉冲从一特定的空间的点在一特定
的时刻发出，在时间的进程中，它就会以光球面的形式发散开来，而光球面的形状和大
小与源的速度无关。在百万分之一秒后，光就散开成一个半径为300米的球面；百万分之
二秒后，半径变成600米；等等。这正如同将一块石头扔到池塘里，水表面的涟漪向四周
散开一样，涟漪以圆周的形式散开并越变越大。如果将三维模型设想为包括二维的池塘
水面和一维时间，这些扩大的水波的圆圈就画出一个圆锥，其顶点即为石头击到水面的
地方和时间（图2。3）。类似地，从一个事件散开的光在四维的空间——时间里形成了一
个三维的圆锥，这个圆锥称为事件的未来光锥。以同样的方法可以画出另一个称之为过
去光锥的圆锥，它表示所有可以用一光脉冲传播到该事件的事件的集合（图2。4）。



　　　　图2。4
　　　　一个事件P的过去和将来光锥将空间——时间分成三个区域（图2。5）：这事件的绝
对将来是P的将来光锥的内部区域，这是所有可能被发生在P的事件影响的事件的集合。
从P出发的信号不能传到P光锥之外的事件去，因为没有东西比光走得更快，所以它们不
会被P发生的事情所影响。过去光锥内部区域的点是P的绝对过去，它是所有这样的事件
的集合，从该事件发出的以等于或低于光速的速度传播的信号可到达P。所以，这是可能
影响事件P的所有事件的集合。如果人们知道过去某一特定时刻在事件P的过去光锥内发
生的一切，即能预言在P将会发生什么。空间——时间的其余部分即是除P的将来和过去
光锥之外的所有事件的集合。这一部分的事件既不受P的影响，也不能影响P。例如，假
定太阳就在此刻停止发光，它不会对此刻的地球发生影响，因为地球的此刻是在太阳熄
灭这一事件的光锥之外（图2。6）。我们只能在8分钟之后才知道这一事件，这是光从太
阳到达我们所花的时间。只有到那时候，地球上的事件才在太阳熄灭这一事件的将来光
锥之内。同理，我们也不知道这一时刻发生在宇宙中更远地方的事：我们看到的从很远
星系来的光是在几百万年之前发出的，在我们看到的最远的物体的情况下，光是在80亿
年前发出的。这样当我们看宇宙时，我们是在看它的过去。



　　　　图2。5



　　　　图2。6
　　　　如果人们忽略引力效应，正如1905年爱因斯坦和彭加勒所做的那样，人们就得到了
称为狭义相对论的理论。对于空间——时间中的每一事件我们都可以做一个光锥（所有
从该事件发出的光的可能轨迹的集合），由于在每一事件处在任一方向的光的速度都一
样，所以所有光锥都是全等的，并朝着同一方向。这理论又告诉我们，没有东西走得比
光更快。这意味着，通过空间和时间的任何物体的轨迹必须由一根落在它上面的每一事
件的光锥之内的线来表示（图2。7）。



　　　　图2。7
　　　　狭义相对论非常成功地解释了如下事实：对所有观察者而言，光速都是一样的（正
如麦克尔逊——莫雷实验所展示的那样），并成功地描述了当物体以接近于光速运动时
的行为。然而，它和牛顿引力理论不相协调。牛顿理论说，物体之间的吸引力依赖于它
们之间的距离。这意味着，如果我们移动一个物体，另一物体所受的力就会立即改变。
或换言之，引力效应必须以无限速度来传递，而不像狭义相对论所要求的那样，只能以
等于或低于光速的速度来传递。爱因斯坦在1908年至1914年之间进行了多次不成功的尝
试，企图去找一个和狭义相对论相协调的引力理论。1915年，他终于提出了今天我们称
之为广义相对论的理论。
　　　　爱因斯坦提出了革命性的思想，即引力不像其他种类的力，而只不过是空间——时
间不是平坦的这一事实的后果。正如早先他假定的那样，空间——时间是由于在它中间
的质量和能量的分布而变弯曲或“翘曲”的。像地球这样的物体并非由于称为引力的力
使之沿着弯曲轨道运动，而是它沿着弯曲空间中最接近于直线的称之为测地线的轨迹运
动。一根测地线是两邻近点之间最短（或最长）的路径。例如，地球的表面是一弯曲的
二维空间。地球上的测地线称为大圆，是两点之间最近的路（图2。8）。由于测地线是两
个机场之间的最短程，这正是领航员叫飞行员飞行的航线。在广义相对论中，物体总是
沿着四维空间——时间的直线走。尽管如此，在我们的三维空间看起来它是沿着弯曲的
途径（这正如同看一架在非常多山的地面上空飞行的飞机。虽然它沿着三维空间的直线
飞，在二维的地面上它的影子却是沿着一条弯曲的路径）。



　　　　图2。8
　　　　太阳的质量引起空间——时间的弯曲，使得在四维的空间——时间中地球虽然沿着
直线的轨迹，它却让我们在三维空间中看起来是沿着一个圆周运动。事实上，广义相对
论预言的行星轨道几乎和牛顿引力理论所预言的完全一致。然而，对于水星，这颗离太
阳最近、受到引力效应最强、并具有被拉得相当长的轨道的行星，广义相对论预言其轨
道椭圆的长轴绕着太阳以大约每1万年1度的速率进动。这个效应虽然小，但在1915年前
即被人们注意到了，并被作为爱因斯坦理论的第一个验证。近年来，其他行星的和牛顿
理论预言的甚至更小的轨道偏差也已被雷达测量到，并且发现和广义相对论的预言相符。
　　　　光线也必须沿着空间——时间的测地线走。空间是弯曲的事实又一次意味着，在空
间中光线看起来不是沿着直线走。这样，广义相对论预言光线必须被引力场所折弯。譬
如，理论预言，由于太阳的质量的缘故，太阳近处的点的光锥会向内稍微偏折。这表明，
从远处恒星发出的刚好通过太阳附近的光线会被折弯很小的角度，对于地球上的观察者
而言，这恒星显得是位于不同的位置（图2。9）。当然，如果从恒星来的光线总是在靠太
阳很近的地方穿过，则我们无从知道这光线是被偏折了，还是这恒星实际上就是在我们
所看到的地方。然而，当地球绕着太阳公转，不同的恒星从太阳后面通过，并且它们的
光线被偏折。所以，相对于其他恒星而言，它们改变了表观的位置。



　　　　图2。9
　　　　在正常情况下，去观察到这个效应是非常困难的，这是由于太阳的光线使得人们不
可能观看天空上出现在太阳附近的恒星。然而，在日食时就可能观察到