轨道进动

行星的轨道是一个椭圆，但椭圆本身不必静止不动。想象那条狭长的轨道椭圆在自身平面内缓慢旋转，像花瓣一片接一片画下、每片都比上一片稍稍转过一点，于是最近点每绕一圈就再往前漂一些。轨道这种缓慢的转动就是轨道进动。

只要受力不是一个完美的、孤立的平方反比拉力，进动就会发生。在纯二体牛顿轨道中，椭圆是固定的，并精确地自我闭合。但其他行星的拉扯、中心天体的轻微扁化，以及相对论效应，都打破了那份完美，使轨道的取向缓慢前移（或后移）。这种漂移通常极小——每世纪以度的微小分数计——但在许多圈轨道上无情地累积。

进动因一桩历史性的惊奇而闻名。水星轨道每世纪进动约 574 角秒，而计入所有其他行星的牛顿引力解释了其中除 43 角秒以外的全部。那顽固的剩余在 1915 年前一直无解，直到爱因斯坦的广义相对论从太阳附近时空的弯曲中恰好预言了那多出的每世纪 43 角秒。水星的进动由此成为广义相对论最早的胜利之一，也是牛顿图景必须让位之处的清晰路标。