Relativiteti i përgjithshëm

Teoria e relativitetit të përgjithshëm është një teori gjeometrike e gravitacionit e publikuar nga Albert Ajnshtajni në vitin 1915. Në fizikën moderne, teoria konsiderohet si një nga përshkrimet më të përkryera të gravitetit. Ajo unifikon relativitetin special dhe ligjin njutonian të gravitetit universal, duke e përshkruar gravitetin si një veti gjeometrike të hapësirës dhe kohës, ose hapësirë-kohës. Në veçanti, kurbatura e hapësirë-kohës është e lidhur direkt me momentin katërdimensional (relacioni mbi masë-energjinë dhe momentin linear) ose çfarëdo lënde dhe rrezatimi që mund të jenë të pranishme. Relacioni jepet në mënyrë specifike nga ekuacionet e fushës të Ajnshtajnit, një sistem ekuacionesh diferenciale pjesore.

Parashikimet e relativitetit të përgjithshëm ndryshojnë shumë nga ato të fizikës klasike, veçanërisht përsa i përket rrjedhës së kohës, gjeometrisë së hapësirës, lëvizjes së trupave gjatë rënies së lirë dhe propagimit të dritës. Shembuj të këtyre ndryshimeve përfshinë bymimin gravitacional të kohës, zhvendosjen gravitacionale të dritës dhe vonesën kohore gravitacionale. Parashikimet e relativitetit të përgjithshëm janë konfirmuar në të gjitha observimet dhe eksperimentet e deritanishme. Edhe pse relativiteti i përgjithshëm nuk është e vetmja teori relativiste e gravitetit, ajo është teoria më e thjeshtë që është konsistente me të dhënat eksperimentale. Megjithatë pyetje të papërgjigjura ngelen akoma, më themelorja e të cilave është se si mundet që teoria e relativitetit të përgjithshëm të bashkohet me ligjet e fizikës kuantike në mënyrë që të japë një teori të plotë dhe të vetëqëndrueshme të gravitetit kuantik.

Teoria e Ajnshtajnit ka aplikime të rëndësishme astrofizike. Ajo dëshmon rreth ekzistencës së vrimave të zeza — rajone të hapësirës në të cilat hapësira dhe koha janë të deformuara në një mënyrë të tillë që as drita nuk mund të largohet — këto objekte janë gjendjet finale për yjet masivë. Ka evidenca se vrima të zeza yjore si dhe varietete më masive të vrimave te zeza janë të përgjegjshme për rrezatimin intensiv të lëshuar nga disa objekte astronomike si bërthamat galaktike aktive ose mikrokuazarët. Përkulja e dritës nga graviteti çon në fenomenin e lentës gravitacionale, ku imazhe të shumëfishta të të njëjtit objekt të largët astronomik janë të dukshme në qiell. Relativiteti i përgjithshëm parashikon gjithashtu ekzistencën e valëve gravitacionale, të cilat janë matur në mënyrë indirekte; një matje direkte është qëllimi kryesor i projekteve si LIGO-ja. Për më tepër, relativiteti i përgjithshëm formon themelin e modeleve kontemporane kozmologjike të universit në zgjerim.

 Historia 

Pas publikimit të teorisë së relativitetit special në 1905, Ajnshtajni filloi të mendonte se si të inkorporonte gravitetin në themelin e ri relativist.  Në 1907, duke filluar me një eksperiment mendor të thjeshtë që përfshinte një vëzhgues në rënie të lirë, ai filloi atë çka do të bëhej një periudhë kërkimi tetëvjeçare për një teori relativiste graviteti.  Pas shumë mundimesh dhe rrugësh pa krye, puna e tij u kulminua në nëntor të 1915 me prezantimin para Akademisë Prusiane të Shkencave me ato që tani njihen si ekuacionet e fushës të Ajnshtajnit.  Këto ekuacione specifikojnë se si gjeometria e hapësirë-kohës influencohet nga prezenca e lëndës, ato formojnë bazën e teorisë së relativitetit të përgjithshëm të Ajnshtajnit.Ky zhvillim jepet në kapitujt 9 deri në 15 të  dhe në  ; një koleksion kontemporan i kërkimeve të tanishme, duke përfshire dhe prinime të shumë artikujve origjinale, është  ; një shikim aksesibel mund të gjendet tek .  Një artikull kyç i hershem është , cf. .  Publikimi që ka ekuacionet e fushës është , cf. .

Ekuacionet e fushës te Ajnshtajnit janë jolineare dhe si rrjedhojë shumë të vështira për t'u zgjidhur.  Ajnshtajni përdori përafrime për të marrë parashikimet fillestarë të teorisë.  Por që në fillim të 1916, astrofizikani Karl Schwarzschild gjeti zgjidhje e pare ekzakte jotriviale të ekuacioneve të fushës të Ajnshtajnit, të ashtuquajturën metrika e Shvarccildit.  Kjo zgjidhje hodhi themelet për përshkrimin e fazave finale të kolapsit gravitacional, në objekte kozmike që sot njihen si vrimat e zeza.  Në të njëjtin vit, hapat e para drejt përgjithësimit të zgjidhjes së Shvarcildit në objekte të ngarkuara elektrikisht u morën, të cilat eventualisht rezultuan në zgjidhjen Reissner-Nordström, që tani lidhet me vrima të zeza të ngarkuara.Shikoni ,  dhe   (më pas e plotësuar në  ).  Në 1917, Ajnshtajni e aplikoi teorinë e tij mbi të gjithë universin, duke i dhënë lindje fushës së kozmologjisë relativiste.  Në linjë me mendimet e kohës, ai hipotezoi se universi që statik, kështu që ai shtoi një parametër të ri mbi ekuacionet origjinale të fushës — konstanten kzomologjike — në mënyrë që të riprodhonte këto  "vëzhgime"., cf. .   Megjithatë në 1929, puna e Habellit dhe të tjerëve tregoi se universi po zgjerohej.  Kjo shpjegohet nga zgjidhjet kozmologjike zgjeruese të gjetura nga Friedmann në 1922, të cilat nuk kërkojnë prezencën e një konstanteje kozmologjike.  Lemaître i përdori këto zgjidhje për të formuluar versionet më të hershme të modeleve të big bangut, në të cilat universi ynë ka evoluar nga një gjendje shumë e nxehtë dhe shumë e dendur.Artikulli origjinal i Habellit është  ; një mbishim akssibel jepet tek .  Ajnshtajni më vonë deklaroi se shtimi i konstantes kozmologjike që gabimi më i madh i jetës së tij.Siç raportohet tek .  Ky pohim i Ajnshtajnit më vonë do të ishte 
paksa i pamatur dhe tepër i hershem, cf. seksioni  Kozmologjia më poshtë.

Gjatë asaj periudhe, relativiteti i përgjithshëm ngeli si një objekt kurioziteti midis teorive të atëhershme fizike.  Edhe pse ishte e qarte që teoria ishte superiore në krahasim me gravitetin Njutonian dhe parimet e teorisë ishin konsistente me relativitetin special si dhe në të njëjtën kohë ajo shpjegonte shumë efekte të pashpjeguara nga teoria njutoniane.  Vetë Ajnshtajni, në 1915 tregoi se si teoria e tij shpjegonte përparimin anormal të perihelit të planetit të Mërkuri pa futur parametra arbitrare ("faktorë pa baza").Cf. .  Gjatë kësaj kohe, në 1919 një ekspeditë e udhëhequr nga Edingtoni konfirmoi parashikimin e relativitetit të përgjithshëm për përkuljen e dritës yjore nga dielli,Cf.  dhe . duke e bërë Ajnshtajnin menjëherë një personazh të famshëm në skenën publike.Cf. .   Megjithatë teoria hyri në skenën e fizikës teorike dhe astrofizikës vetëm me zhvillimet të bëra midis viteve 1960 dhe 1975, periudhë që tani njihet si Koha e artë e relativitetit të përgjithshëm.  Fizikanët filluan të kuptonin konceptin e vrimës së zezë dhe i identifikuan këto objekte astronomike si kuazare.Cf.  dhe .  Më vonë teste akoma më të sakta vazhduan të konfirmojnë fuqinë parashikuese të teorisëCf. seksionet Efektet orbitale dhe relativiteti i drejtimit, bymimi gravitacional i kohës dhe zhvendosja e frekuencës dhe Përkulja e dritës dhe vonesa kohore gravitacionale, dhe referencat e tjera. dhe kozmologjisë relativiste, e cila gjithashtu u bë objekt i konfirmimeve eksperimentale.Cf. seksioni kozmologjia dhe referencat e tjera ; zhvillimi historik jepet tek .

 Nga mekanika klasike tek relativiteti i përgjithshëm 
Relativiteti i përgjithshëm kuptohet më mirë duke ekzaminuar ngjashmëritë dhe tiparet dalluese nga fizika klasike.  Hapi i parë është të kuptuarit e faktit se mekanika klasike dhe ligjet e Njutonit të gravitetit pranojnë një përshkrim gjeometrik.  Kombinimi i këtij përshkrimi me ligjet e relativitetit special rezulton në një derivim heuristik të relativitetit të përgjithshëm.Ekspozimi i mëposhtëm ndjek atë të .

 Gjeometria e gravitetit Njutonian 
Në themel të mekanikës klasike është ideja se lëvizja e objekteve mund të përshkruhet si një kombinim i lëvizjes së lirë (ose inerciale) dhe devijimet nga kjo lëvizje.  Devijime të tilla shkaktohen nga forca të jashtme që veprojnë mbi trupin sipas ligjit të dyte të Njutonit, i cili pohon se forca që vepron mbi një trup është e barabarte me masën inerciale të trupit herë nxitimin e tij.Shikoni, për shembull, .  Lëvizja e preferuar inerciale lidhet me gjeometrinë e hapësirës dhe kohës: në një sistem standard reference të mekanikës klasike, objektet në lëvizje të lirë lëvizin në vijë të drejtë me shpejtësi konstante.  Në zhargonin teknik, trajektoret e tyre janë gjeodezikë, vija botërore të drejta në hapësirë-kohë.See .

parapamje|250px|Një top që bie në shesh në një raketë që kryen lëvizje të nxituar (majtas), dhe në Tokë (djathtas)
Nga ana tjetër, njëri mund të mendojë se lëvizja inerciale, po të identifikohet duke vëzhguar lëvizjen aktuale të trupave si dhe duke marrë parasysh efektin e forcave të jashtme (si elektromagnetizmi ose të fërkimit), mund të përdoret për të përcaktuar gjeometrinë e hapësirës, si dhe të koordinatës kohore.  Megjithatë, këtu kemi një dilemë, kur marrim parasysh rolin e gravitetit.  Sipas ligjit të gravitetit të Njutonit, i cili u verifikua eksperimentalisht nga eksperimente si ato të Eötvös dhe pasardhëseve të tij (shikoni eksperimenti i Eötvös), ekziston një universalizëm i rënies së lirë (i njohur gjithashtu si principi i dobët i ekuivalencës ose barazimi universal i masës gravitacionale pasive dhe masive): trajektorja e një trupi prove në rënie të lire varet vetëm tek pozicioni dhe shpejtësia fillestare e tij, por jo në vetitë materiale të trupit.Shikoni  ose .  Një version i thjeshtuar i këtij parimi është i përfshirë në eksperimentin e ashensorit të Ajnshtajnit, i ilustruar në figurën në të djathtë: për një vëzhgues në një dhomë të vogël të mbyllur, është e pamundur të vendosësh, vetëm në bazë të trajektores së përshkruar nga trupa si për shembull një top në rënie të lire, nëqoftëse dhoma është në prehje në fushën gravitacionale, ose në prehje në një hapësire brenda një rakete që lëviz me nxitim lart.Cf. ; eksperimente të ngjashme mund të gjenden në shumicën e librave popullore shkencore që shpjegojnë relativitetin e përgjithshëm.

Me universalitetin e rënies së lirë, del se nuk ka ndonjë dallim të vëzhgueshëm midis lëvizjes inerciale dhe lëvizjes nën influencën e një forcë gravitacionale.  Kjo sugjeron përcaktimin e një klase të re të lëvizjes inerciale, pra të objekteve në rënie të lirë nën influencën e gravitetit.  Kjo klasë e re e lëvizjeve të preferuara, përcakton gjithashtu, gjeometrinë e hapësirës dhe kohës në terma matematike, ajo është lëvizja gjeodezike e lidhur me një lidhje specifike që varet tek gradienti i potencialit gravitacional.  Hapësira në këtë ndërtim, akoma zotëron një gjeometri euklidiane.  Megjithatë, hapësirë-koha si e tërë është me e komplikuar se kaq.  Duke përdorur eksperimente mendore të thjeshta mund të tregohet se po të ndjekim trajektoren në rënie të lirë të thërrmijave të ndryshme provash, rezultati i transportimit te vektorëve të hapësirë-kohës që tregojnë shpejtësinë e thërrmijës (vektorë kohore) do të variojë me trajektoren e thërrmijës; nga pikëpamja matematike, lidhja njutoniane nuk është e  integrueshme.  Nga kjo, mund të deduktojmë se hapësirë-koha është e kurbuar.  Rezultati është një formulim gjeometrik i gravitetit njutonian duke përdorur vetëm koncepte kovariante, pra një përshkrim i cili është i saktë në çdo sistem koordinativ.Shikoni , , and . Eksperimenti i thjeshtë mendor në këtë rast u përshkrua për herë të parë tek .  Në këtë përshkrim gjeometrik, efektet valore — nxitimi relativ i trupave në rënie të lirë — është i lidhur me derivatin konektiv, që tregon se si gjeometria e modifikuar shkaktohet nga prezenca e masës.Shikoni .

 Përgjithësimi relativistik 
parapamje|majtas|150px|Koni dritor
Edhe pse graviteti Njutonian është një teori intriguese, themeli i saj është, mekanika klasike e cila është thjesht, rasti limit i mekanikës relativiste (speciale).Paraqitje të mira jepen me një nivel të caktuar matematik, , , dhe  ; për shpjegimet e eksperimenteve preçize, cf. pjesa IV e .  Në gjuhën e simetrisë: kur graviteti mund të neglizhohet, fizika posedon një invariance Lorenciane si në relativitetin special në krahasim me  invariancën e Galileut në mekanikën klasike (Simetria përcaktuese e relativitetit special është grupi i Poincaré që përfshin translatimet dhe rrotullimet).  Dallimet mes të dyjave bëhen të mëdha kur merremi me shpejtësi që përafrohen me shpejtësinë e dritës dhe fenomene të tjera të energjisë së lartë.Një krahasim i thelle mes dy grupeve të simetrisë mund të gjendet tek  .

Simetria e Lorencit sjell me veten saj disa struktura shtesë të cilat luanjë role të rëndësishme.  Ato përcaktohen nga një set konesh dritore (shikon figurën në të djathtë).  Konet dritore përcaktojnë një strukturë kauzale: për çdo ngjarje A, ekziston një bashkësi ngjarjesh që në parim ose influencojnë ose mund të influencohen nga A nëpërmjet sinjaleve ose bashkëveprimeve që nuk mund të udhëtojnë më shpejt se drita (si ngjarja B tek figura), dhe një bashkësi ngjarjesh për të cilat influencimi është i pamundur (si ngjarja C tek figura).  Këto bashkësi janë të pavarura nga vëzhguesi.Për shembull  ; Një trajtim i plotë mund të gjendet tek .  Në lidhje me vijat botërore të thërrmijave në rënie të lirë, koni dritor mund të përdoret për të rindërtuar një metrike semiRimaniane hapësinor-kohore, të paktën deri tek një faktor skalar pozitiv.  Në terma matematike, kjo përcakton një strukturë konformale.P.sh. 

Relativiteti special përcaktohet në mungesë të gravitetit, kështu që për aplikime praktike, ai është i mundur vetëm kur graviteti mund të neglizhohet.  Po të sjellim në lojë gravitetin dhe të marrim parasysh se rënia e lirë është universale, një logjikë analoge mund të aplikohet si në seksionin e mëparshëm: pra nuk ekzistojnë sisteme inerciale referimi globale.  Në vend të tyre kemi kënde të përafërta inerciale që lëvizin përkrah thërrmijave në rënie të lirë.  E përkthyer në gjuhën e hapësirë kohës: vijat e drejta janë vija kohore që përcaktojnë një kënd inercial pa gravitet janë të shndërruara në vija që janë të përkulura në lidhje me njëra tjetrën, të cilat sugjerojnë që përfshirja e gravitetit kërkon një ndryshim të gjeometrisë së hapësirë-kohës.Cf.  dhe  .

 Ekuacionet e Ajnshtajnit 

Formulimi i versionit gjeometrik, relativistik të efekteve të gravitetit çon tek çështja e burimit të gravitetit.  Në gravitetin Njutoninan burimi është masa.  Në relativitetin special, masa del të jetë pjesë e një madhësie me të përgjithshme të quajtur tensori i energji-momentit, i cili përfshin si dendësinë e energjisë ashtu edhe atë te vrullit si dhe stresin (pra, shtypjen dhe shkarjen).Cf. ; ;  .  Duke përdorur parimin e ekuivalencës, ky tensor mund të përgjithësohet lehtësisht në hapësirë-kohën e kurbuar.  Duke përdorur më tej analogjinë me gjeometrinë e gravitetit Njutonian, është e natyrshme të hipotezojmë se ekuacionet e fushës për gravitetin e lidhin këtë tensor me tensorin e Riçit, i cili përshkruan një klasë të caktuar te efekteve valor: ndryshimi në volum për një re të vogël të thërrmijave prove që zakonisht janë në prehje, dhe me pas janë në rënie të lirë.  Në relativitetin special, konservimi i energjisë dhe i momentit (impulsit) i korrespondon pohimit se tensori i energji-momentit është i lirë nga divergjenca.  Kjo formulë, gjithashtu, mund të përgjithësohet në hapësirë-kohën e kurbuar duke zëvendësuar derivatet pjesore me manifoldet - e kurbura korresponduese, derivatet kovariante të studiuara në gjeometrinë diferenciale.  Me këtë konditë shtese - divergjenca kovariante e tensorit të energji-momentit, dhe çfarëdo që është në anën tjetër të ekuacionit, është zero — bashkësia më e thjeshtë e ekuacioneve janë ato që quhen ekuacionet (e fushës) të Ajnshtajnit:

Në anën e majtë kemi kombinimin specifik që është i lirë nga divergjenca të tensorit të Ricit  dhe metrikën e njohur si Tensori i Ajnshtajnit.  Në veçanti,

është kurbatura skalare.  Tensori i Ricit në vetvete është i lidhur me tensorin e kurbaturës së Rimanit i cili është me i përgjithshëm nga relacioni

Në anën e djathtë, Tab kemi tensorin e energji-momentit.  Të gjithë tensorët shkruhen në notacionin e indeksit abstrakt.Shikoni ; për derivime të ngjashme, shikoni seksionet 1 dhe 2 të kapitullit 7 tek .  Tensori i Ajnshtajnit është tensori i vetëm i cili është i lire nga divergjenca që është një funksion i koeficienteve të metrikës, si dhe se shumti i derivateve të tyre të rendit të parë dhe të dytë, dhe i cili lejon hapësirë-kohën e relativitetit special si një zgjidhje në mungese të burimeve gravitacionale, cf. .  Tensorët në të dyja anët janë të rendit të dyte, pra mund të imagjinohen si matrica 4×4, seicila ka nga dhjete terma të pavarura ; pra, kemi dhjete ekuacione të çiftëzuar midis tyre.  Fakti që, si rrjedhoje e relacioneve gjeometrike të njohura si identitetet e Biankit, bën që tensori i Ajnshtajnit të kënaqe katër identitetet të tjera te cilat i redukton këtë bashkësi në gjashtë ekuacionet të pavarura, psh. .  Parashikimet e teorisë janë ballafaquar me rezultatet observuese për orbitat planetare (ose, për regjimin e gravitetit të dobët, limiti i shpejtësisë së ulët është ai i mekanikës njutoniane), konstantja e proporcionalitetit mund të fiksohet si κ = 8πG/c4, me G konstantja gravitacionale dhe c shpejtësia e dritës.Psh. .  Kur lënda nuk është e pranishme, në mënyrë që tensori i energji momentit të zhduket marrim ekuacionet e Ajnshtajnit në vakum,

Ka disa alternativa te relativitetit të përgjithshëm të ndërtuara mbi të njëjtat premisa, të cilat përfshinë rregulla shtesë dhe disa kondita të tjera, të cilat japin ekuacione të ndryshme të fushës.  Shembuj janë Teoria Brans-Dicke, teleparalelizmi dhe teoria e Ajnshtajn-Kartanit.Cf.  dhe seksionin 3 tek kapitulli 7 i , , dhe , respektivisht.

 Përcaktime dhe aplikime të përgjithshme 

Derivimet e përshkruara në seksionin e mëparshëm përmbajnë të gjitha informatat e nevojshme për të përcaktuar relativitetin e përgjithshëm, ato përshkruajnë vetitë e saj kyçe dhe adresojnë një pyetje me rëndësi vendimtare në fizikë, domethënë si mund të përdoret teori për ndërtimin e modelit.

 Përcaktime dhe vetitë bazë 
Relativiteti i përgjithshëm është një teori e gravitacionit se metrikës.  Në thelbin e saj janë ekuacionet e Ajnshtajnit, të cilat përshkruajnë lidhjen midis gjeometrisë për një manifold katër-dimensional gjysmë Riemannian që përfaqëson hapësirë-kohën nga njëra anë, dhe energji-impulsin të përmbajtura në këtë hapësirë kohën nga anën tjetër.P.sh. = ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc ch. 4)),
= ((Harvnb | Weinberg | 1972 | loc ch. 7)) ose, në fakt, ndonjë tekst tjetër libër mbi relativitetin e përgjithshëm.  Fenomeneve që në mekanikën klasike janë atribuuar veprimit të forcës së gravitetit (të tilla si rënie e lirë, lëvizja orbita, dhe trajektoret e anijeve kozmike), korrespondojnë me lëvizje inerciale brenda një kurbaturë të hapësirë-kohës, në relativitetin e përgjithshëm, nuk ka forcë gravitacionale që i përkul objektet nga trajektorja e tyre natyrore drejtvizore.  Në vend të kësaj, graviteti shkakton ndryshime në vetitë e hapësirës dhe kohës,  ndryshime të cila ndyshojnë shtigjet e mundshme që materia do të ndjekë natyrshëm.Së paku përafërsisht, cf. ((Harvnb | Poisson | 2004 }}.  Kurbatura shkaktohet nga prezenca e materies, vektori energji-moment i materies.  Po të parafrazojmë relativistin John Archibald Wheeler, hapësirë-kohën i tregon lendes se si të lëvize ; materia i tregon hapësirë-kohën si të kurbohet.P.sh. f. xi në ((Harvnb | Wheeler | 1990 }}.

Edhe pse relativiteti i përgjithshëm zëvendëson skalarin potenciale gravitacional të fizikes klasike me një tensor simetrik  të rendit të dytë, i pari reduktohet tek i fundit në disa raste të kufizuara.  Për fusha të dobëta gravitacionale dhe shpejtësi të ngadalta në lidhje me shpejtësinë e dritës, parashikimet e teorisë konvergojnë me ato të Ligjin e gravitetit universal te Njutonit .P.sh. = ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc sec. 4,4 }}.

Meqenëse është ndërtuar duke përdorur tensorë, relativiteti i përgjithshëm shfaq kovariance të përgjithshme : ligjet e saj dhe ligjet e tjera të formuluara brenda kuadrit të përgjithshëm relativist-marrin formë të njëjtë në të gjitha sistemet koordinativ.P.sh. në (= (Harvnb | Uolld | 1984 | loc sec. 4,1 }}.  Për më tepër, teoria nuk përmban asnjë strukture sfond invariant gjeometrike.  Kjo kështu kënaq një parim më të rrepte te parimit të përgjithshme të relativitetit, d.m.th se ligjet e fizikës janë të njëjta për të gjithë vëzhguesit.Për vështirësitë (konceptuale dhe historike) në definimin e përgjithshme Parimi i relativitetit dhe ndarja e tij nga nocioni i kovariance të përgjithshme, shih ((Harvnb | Giulini | 2006b }}.  Vendor, e shprehur si në parim e ekuivalencës, hapësirë kohën është një hapësirë minkovskiane, dhe ligjet e fizikes kanë invariance lokale lorenciane.P.sh. nenin 5 në ch. 12 e ((Harvnb | Weinberg | 1972 }}.

 Ndërtimi i modeleve 
Koncepti bazë i ndërtimit të modeleve të relativitetit të përgjithshëm është ai i zgjidhja e ekuacioneve të Ajnshtajnit.  Duke pasur parasysh dy ekuacionet e Ajnshtajnit dhe ekuacionet e përshtatshme për vetite e lendes, një zgjidhje e tillë konsiston në një gjysmë manifold të veçantë-riemannian (përcaktuar zakonisht duke i dhënë metrikën në koordinata specifike), dhe fushat e materies të përcaktuara në këtë manifold.  Materia dhe gjeometria duhet të plotësojë ekuacionet e Ajnshtajnit, kështu që në mënyrë të veçantë, tensori i energji-impulsit i lëndës duhet të jetë pa divergjenca.  Lënda duhet, sigurisht, të përmbushë çfarëdo ekuacionet plotësuese që vihen ne vetitë e saj.  Me pak fjalë, një zgjidhje e tillë është një univers model që përmbush ligjet e relativitetit të përgjithshëm, dhe mundësisht ligje të tjera që qeverisin çfarëdo lende mund të jetë e pranishëm.Cf. kapitujt hyrëse të ((Harvnb | Stephani | Kramer | MacCallum | Hoenselaers | 2003 }}.

Ekuacionet e Ainshtainit janë ekuacione diferenciale pjesore  jolineare dhe, si të tilla, janë të vështira për të zgjidhur saktësisht.Një përmbledhje që tregon për ekuacionin e Ajnshtajnit në kontekst më të gjerë të PDEs të tjera me rëndësi fizike është ((Harvnb | Geroch | 1996)).  Megjithatë, një numër i zgjidhjeve të sakta janë të njohura, edhe pse vetëm pak kanë aplikime të drejtpërdrejta fizike.Për informata dhe një listë të zgjidhje, cf. ((Harvnb | Stephani | Kramer | MacCallum | Hoenselaers | 2003)); një shqyrtim më të fundit mund të gjendet në ((Harvnb | MacCallum | 2006 }}.  Zgjidhje më të sakta të mirë-njohura, dhe ato që janë më interesante nga pikëpamja fizike e parë, janë  zgjidhja e Schwarzschild, zgjidhja Reissner Nordstrom dhe metrika e Kerrit, secili i korrespondon një lloji të caktuar të vrimës së zezë në një univers tjetër bosh,P.sh. kapitujt 3, 5, dhe 6 e Lemaître ((Harvnb | Chandrasekhar | 1983 }}. dhe Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker dhe universi de Sitter, secili duke e përshkruar një zgjerim specifik te kozmosit.P.sh. ch. 4 dhe sec. 3.3. në ((Harvnb | Narlikar | 1993 }}.  Zgjidhjet e sakta me interes të madh teorik përfshijnë metriken Gödel (i cili hap mundësinë intriguese te udhëtimit në kohë në hapësirë kohën e lakuar), zgjidhja Taub-NUT (një univers model që është homogjen, por anizotropik), dhe zgjidhjen Anti-de Siter (e cila kohët e fundit ka marrë rëndësi në kontekstin e asaj që quhet konjektura e Maldacenës).përshkrimit të shkurtër të këtyre dhe zgjidhjet më interesante mund të gjenden në ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc = ch. 5 }}.

Duke pasur parasysh vështirësitë e gjetjes së zgjidhjeve të saktë, ekuacionet e fushës së Ajnshtajnit zgjidhen shpesh nga integrimi numerik në një kompjuter, ose duke marrë në konsideratë perturbacionet e vogla të zgjidhjeve të sakta.  Në fushën e relativitetit numerik, kompjutera të fuqishëm janë të punësuar për të simuluar gjeometria e hapësirë kohën dhe për të zgjidhur ekuacionet e Ajnshtajnit për situatat interesante si dy vrima të zeza që përplasen.Shih ((Harvnb | Lehner | 2002)) për një vështrim.  Në parim, këto metoda mund të aplikohet në çdo sistem, duke ditur burime të mjaftueshme për kompjuterin, dhe mund t'i drejtohen pyetje thelbësore të tilla si Singularitete të zhveshura.  Zgjidhje të përafërta mund të jetë gjetur nga  teori perturbuese si graviteti i linearizuarPër shembull (= (Harvnb | Uolld | 1984 | loc sec. 4,4 }}. dhe përgjithësimin e tij, post zgjerimi njutonian, të cilat janë zhvilluar nga Ajnshtajni.  Kjo e fundit ofron një qasje sistematike për zgjidhjen për gjeometrinë e hapësirë-kohës që përmban një shpërndarje të lëndës që lëviz ngadalë krahasuar me shpejtësinë e dritës.  Zgjerimi përfshin një seri të termave, kushtet e para përfaqësojnë gravitetin njutonian, ndërsa kushtet më vonë ndonjëherë paraqesin korrigjime të vogla të teorisë për shkak të relativitetit të përgjithshëm të Njutonit.P.sh. = ((Harvnb | A | 1993 | loc sec. 4,1 dhe 4,2 }}.  Një zgjatje e ky zgjerim është  formalizmi i parametrizuar post-Njutonian (PPN), i cili lejon krahasime sasiore midis parashikimeve të relativitetit të përgjithshëm dhe teorive alternative.Cf. nenin 3.2 të (((Harvnb | A | 2006)) si (Harvnb | A | 1993 | loc = ch. 4 }}.

 Rrjedhojat e teorisë se Ajnshtajnit 
Relativiteti i përgjithshëm ka një numër pasojash fizike.  Disa të ndjekin direkt nga aksiomat teorisë së, ndërsa të tjerët kanë bërë e qartë vetëm në rrjedhën e viteve nëntëdhjetë e hulumtimit që pas publikimit fillestar Ajnshtajnit.

 Bymimi kohor gravitacional dhe zhvendosja e frekuencës 
parapamje|175px|Paraqitje skematike e zhvendosjes në të kuqe gravitacionale te një valë dritore që emetohet nga sipërfaqja e një trupi masiv

Po të pranojmë se parimi i ekuivalencës është i vërtete,Cf. = ((Harvnb | Rindler | 2001 | loc pp. Pp 24-26 vs. 236-237)) dhe (= (Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc pp. 164-172)). Në fakt, Ajnshtajni i nxori këto efekte duke përdorur parimin e ekuivalencës që në 1907. (1907)) dhe (përshkrim në Harvnb | Einstein | ((Harvnb | Pais | 1982 | loc = fq. 196-198 }}. graviteti ndikon mbi kalimin e kohës.  Drita (vala e dritës) që humbet në një pus graviteti spostohet në blu, ndërsa drita që dërgohet në drejtim të kundërt (d.m.th. ngjitje nga pusi i gravitetit) është RedShift ed ; kolektivisht, këto dy efekte janë të njohura si ndryshim të frekuencave gravitacionale.  Më në përgjithësi, proceset që ndodhin pranë një trupi masiv ndodhin më ngadalë kur krahasohet me proceset që ndodhin më larg, ky efekt është i njohur si bymimi i kohës.= ((Harvnb | Rindler | 2001 | loc pp. 24-26)), ((Harvnb | Misner | Thorne | Wheeler | 1973 | loc = § 38,5 }}.

RedShift gravitacional është matur në laborator eksperimenti Pound-Rebka, ((shih Harvnb | Pound | Rebka | 1959)), ((Harvnb | Pound | Rebka | 1960)), ((Harvnb | Pound | Snider | 1964)); një listë e eksperimenteve të mëtejshëm është dhënë në ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc = tabelën 4,1 për faqe 186 }}. dhe duke përdorur vëzhgime astronomike.P.sh. ((Harvnb | Greenstein | Oke | Shipman | 1971)); më të fundit dhe më të sakt janë  matjet e B SIRIUS janë botuar në ((Harvnb | Barstow | Bond | Holberg | 2005 }}.  Bymimi kohor gravitacional në fushë gravitacionale të tokës ka qenë e matur disa herë duke përdorur orë atomike,Duke filluar me eksperimentin Hafele-Keating, ((Harvnb | Hafele | Keating | 1972a)) dhe ((Harvnb | Hafele | Keating | 1972b)), dhe kulmuan në eksperiment e Probes se gravitetit A, një pasqyrë të eksperimenteve mund të gjenden në ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc = tabelën 4,1 për faqe 186 }}. ndërsa vlefshmëria në vazhdim është dhënë si një efekt anësor i funksionimit të GPS (GPS).GPS testuar vazhdimisht duke krahasuar orë atomike në terren dhe në bordin e satelitëve që rrotullohen rreth, për një llogari të efekteve relativiste, shih ((Harvnb | Ashby | 2002)) dhe ((Harvnb | Ashby | 2003 }}.  Testet në fusha të forta gravitacionale janë siguruar nga vëzhgimi i një binar pulsaresh.Shqyrtime janë dhënë në ((Harvnb | Shkallë | 2003)) dhe ((Harvnb | Kramer | 2004 }}. Të gjitha rezultatet janë në marrëveshje me relativitetin e përgjithshëm.Nje shikim i përgjithshëm mund të gjendet në seksionin 2.1. e do të 2006, do të 2003, fq. 32-36; ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc = nenin 4.2 }}.  Megjithatë, në nivelin aktual të saktësisë, këto vërejtje nuk mund të dallojnë midis relativitetit të përgjithshëm dhe teorive të tjera në të cilat është parim i ekuivalencës është e vlefshme.. = ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc pp. 164-172 }}.

 Përkulja e dritës dhe vonesa kohore gravitacionale 

Relativiteti i përgjithshëm parashikon që rruga e dritës është e përkulur në një fushë gravitacionale ; drita kur kalon pranë një trupi masiv përkulet ndaj atij trupi.  Ky efekt është konfirmuar nga vëzhgimi i dritës se yjeve të largët dhe kuasareve e cila përkulet kur kalon pranë Diellit.Cf. ((Harvnb | Kennefick | 2005)) për matjen klasik në fillim nga ekspedita  Eddington, për një pasqyrë të matjeve më të fundit, shih ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc = kapitull 4,3)). Për vëzhgimet më saktë direkte moderne duke përdorur quasars, cf. ((Harvnb | Shapiro | Davis | Lebach | Gregori | 2004 }}.

parapamje|majtas|200px|Përkulja e dritës (e dërguar nga pozicioni i treguar me blu) afër një trupi kompakt (te tregua në gri)

Kjo dhe parashikimet e lidhura vine nga fakti se drita vijon ato që janë quajtur vija-dritore ose gjeodezikbosh -një përgjithësim të linjave të drejta përgjatë të cilave drita udhëton në fizikës klasike.  Gjeodezike të tilla janë një përgjithësim i invariancës të shpejtësisë së dritës në relativitetin special.Kjo nuk është një aksiomë e pavarur, por mund të rrjedhin nga ekuacionet e Einstein dhe Maxwell Lagranzhit duke përdorur një përafrim WKB, cf. ((Harvnb | Ehlers | 1973 | loc = seksionin 5 }}.  Po të ekzaminojmë model të përshtatshëm te hapësirë kohës (ose të jashtme zgjidhje Schwarzschild ose, për më shumë se një masë të vetme, Zgjerimi post-Njutonian ),Për përshkrime të shkurtër dhe pointers në literaturë mund të gjenden në ((Harvnb | Blanchet | 2006 | loc = seksionin 1,3 }}. shumë efekte të gravitetit dalin në lidhje me dritën.  Edhe pse përkulja e dritës mund të derivohet nga një zgjerim i universalitetit të rënies së lirë tek drita, ((Shih Harvnb | Rindler | 2001 | loc = seksion 1,16)); për shembuj historike , = ((Harvnb | Izrael | 1987 | loc f. 202-204.)), Në fakt, Ajnshtajni botoi një derivim të tilla si ((Harvnb | Einstein | 1907)). Llogaritje e tillë mënyrë të heshtur të supozojmë se gjeometria e hapësirës është euklidiane, cf. ((Harvnb | Ehlers | Rindler | 1997 }}. këndin e devijimit që rezulton nga një llogaritje e tillë është vetëm gjysma e vlerës së dhënë nga relativiteti i përgjithshëm.Nga pikëpamja e teorisë së Ajnshtajnit, këto derivime marrin parasysh efektin e gravitetit në kohë, por jo pasojat e tij për përkuljen e hapësirës, cf. = ((Harvnb | Rindler | 2001 | loc sec. 11,11 }}.

Lidhur ngushtë me shmangie të lehta është vonesa kohore gravitacionale (ose efekti Shapiro), fenomen që sinjalet e dritës duan më shumë kohë të lëvizin nëpër një fushë gravitacionale se ata në mungesë të kësaj fushe.  Ka pasur teste të shumta të suksesshëm të këtij parashikimi.Për fushë gravitacionale të diellit un duke përdorur sinjalet e radarit reflektuar nga planete të tilla si Venus dhe Merkurit, cf. ((Harvnb | Shapiro | 1964)), me një hyrje pedagogjik të gjetur në ((Harvnb | Weinberg | 1972 | loc = ch. 8, sec. 7)); për sinjalet në mënyrë aktive u kthye mbrapsht nga sondat hapësinore (matje transponderin), cf. ((Harvnb | Bertotti | Iess | Tortora | 2003)); për një pasqyrë, shih ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc = tabela 4.4 në f. 200)); për matje më të fundit përdoren sinjalet e marra nga një pulsar që është pjesë e një sistemi binar, fushë gravitacionale shkakton vonesën kohore është ajo e pulsarit, cf. ((Harvnb | Shkallë | 2003 | loc = nenin 4.4 }}.  Në formalizmin post njutonian të parametrizuar (PPN), matje të përkuljes së dritës dhe vonesës gravitacionale kohore përcaktojnë një parametër të quajtur , i cili kodon ndikimin e gravitetit në gjeometrinë e hapësirës..

 Valët Gravitacionale 

parapamje|150px|Unazë thërrmijash prove të cilat rrinë pezull në hapësirë
parapamje|150px|Unazë thërrmijash provë të influencuara nga vala gravitacionale

Një nga analogjitë e shumta midis gravitetit të një fushe të dobët dhe elektromagnetizmit është që, në analogji me valët elektromagnetike, kemi ekzistencën e valëve gravitacionale : shqetësime në metrikën e hapësirë kohës që propagojnë me shpejtësinë e dritës.Për një shikim të përgjithshëm shihni . Vini re, që për valët gravitacionale, kontribuimi dominues nuk është dipoli, por kuadropoli cf.  .  Tipi më i thjeshte i valëve të tilla mund të vizualizohet nga veprimi mbi një unaze thërrmijash që rrinë pezull (imazhi në të djathte).  Një valë sinusoidale që kalon përmes kësaj unazë në drejtim të lexuesit e shformon unazën në një mënyre ritmike karakteristike, (imazhi i animuar në të djathtë).Shumica e teksteve të avancuara për relativitetin e përgjithshëm përmbajnë një përshkrim të këtyre vetive, p.sh. = ((Harvnb | Schütz | 1985 | loc ch. 9 }}.  Meqenëse ekuacionet e Ajnshtajnit të fushës janë jo-lineare, valët gravitacionale në mënyrë arbitrare nuk i binden parimit të mbivendosjes lineare, duke bërë përshkrimin e tyre të vështirë.  Megjithatë, për fushat e dobëta, një përafrim linear mund të bëhet.  Valët gravitacionale të linearizuara në mënyrë të tillë janë mjaft të sakta për të përshkruar valë jashtëzakonisht të dobëta që pritet të mbërrijnë këtu në tokë nga ngjarjeve kozmike të largëta , të cilat në mënyrë tipike rezultojë në rritjen dhe rënien relative të distancave nga  ose më pak.  Metodat e analizave të të dhënave në mënyrë rutinore përdorin faktin se këto valë mund të linearizohen duke përdorur dekompozimin e Furierit.Për shembull .

Disa zgjidhje të sakta i përshkruajnë valët gravitacionale pa ndonjë përafrim, p.sh., një tren valësh që udhëton përmes hapësirës boshe (Harvnb | Rindler | 2001 | loc ch. 13 }}. ose i ashtë-quajturi universi i Gowdit , një varietetet i zgjerimit të kozmosit i mbushur me valët gravitacionale.Shih ((Harvnb | Gowdy | 1971)), ((Harvnb | Gowdy | 1974 }}.  Por, për valët gravitacionale të prodhuar në situata astrofizike përkatëse, të tilla si në bashkimin e dy vrimave të zeza, metodat numerike janë aktualisht mënyra e vetme për ndërtimin e modeleve të përshtatshme.Shiko ((Harvnb | Lehner | 2002)) për një hyrje të shkurtër për metodat e relativitetit numerik, dhe ((Harvnb | Seidel | 1998)) për lidhjet me valët gravitacionale astronomike .

 Efektet orbitale dhe relativiteti i drejtimit 

Relativiteti i përgjithshëm ndryshon nga mekanika klasike në një numër parashikimesh lidhur me trupat orbitale.  Ai parashikon një rrotullim të përgjithshme (precedent) të orbitave planetare si dhe një degjenerim të orbitës të shkaktuara nga emetimi i valëve gravitacionale dhe efekteve lidhur me relativitetin e drejtimit.

 Precesioni apsidal 
parapamje|majtas|180px|Orbita njtuoniane (e kuqe) vs orbitës së Ajnshtajnit (blu) për një planet që sillet rrotull një ylli

 Dobësimi orbital 
parapamje|Dobësimi i syrit për PSR1913 16: ndryshim kohë në sekonda, përgjatë më shumë se tre dekadash.Një figurë që përfshin histogramet e gabimit është figura 7, në nenin 5.1 , e ((Harvnb | A | 2006 }}.
Në bazë të relativitetit të përgjithshëm, një sistemin binar do të lëshojë valë gravitacionale, duke humbur energji.  Për shkak të kësaj humbje, distanca në mes dy trupave orbitale zvogëlohet, si dhe perioda e tyre orbitale.  Brenda sistemin diellor ose për yll i dyfishtë të zakonshëm, efekti është shumë e vogël që të jetë i dukshëm.  Jo aq i ngushtë pulsari binar, një sistem dy orbital me dy yje neutronike, një nga të cilat është një pulsar : nga pulsar, vëzhguesit në tokë marrin një seri të rregullt radio pulsesh që mund të shërbejë si një orë shumë të saktë, e cila lejon matje të sakta të periudhës së orbitës.  Që nga yjet neutron janë shumë kompakte, sasi të konsiderueshme të energjisë emetohet në formë të rrezatimit gravitacionale.Shih ((Harvnb | Shkallë | 2003)) dhe (= (Harvnb | Schütz | 2003 | loc pp. 317-321)); një llogari të hapur mund të gjenden në ((Harvnb | Bartusiak | 2000 | loc = fq. 70-86 }}.

Vëzhgimi i parë i një rënie në periudhën e orbitës për shkak të emetimit të valëve gravitacionale është bërë nga Hulse dhe Zachary Taylor, duke përdorur pulsarin binar PSR1913+16 që ata kishin zbuluar në vitin 1974.  Ky ishte zbulimi i parë i valëve gravitacionale, megjithëse të tërthorta, për të cilat janë dhënë Nobeli i 1993 në fizikë.Një vështrim mund të gjenden në ; për zbulim e pulsarit, shih ; për prova fillestare për rrezatimin gravitacional, shih .  Që prej asaj kohë, disa të tjera pulsars binare janë gjetur, në veçanti pulsar dyfishtë PSR J0737-3039, në të cilën dy yjet janë pulsars.Cf. ((Harvnb | Kramer | 2004 }}.

 Precesioni gjeodetik dhe tërheqja e hapësirë-kohës në zonën rrethuese 

Disa efekte relativiste janë të lidhura direkt me relativitetin e drejtimit.Shih p.sh. (((Harvnb | Penrose | 2004 | loc = § 14,5)), (Harvnb | Misner | Thorne | Wheeler | 1973 | loc = sec. § 11,4 }}.  Njëra është precedent gjeodezike : drejtimi i boshtit te një xhiroskopi në rënie të lirë në hapësirë-kohën e lakuar do të ndryshojë kur të krahasohet, për shembull, me drejtimin e dritës marrë nga yjet e largët - edhe pse ky xhiroskop përfaqëson mënyrën e mbajtjes së një drejtim të qëndrueshme sa me saktësisht që të jetë e mundur ("transporti paralel").Shiko = ((Harvnb | Weinberg | 1972 | loc sec. 9,6)), (= (Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc sec. 7,8 }}.  Për sistemin Hënë-Tokë, ky efekt është matur me ndihmën e lazeri hënor variacional.Shih ((Harvnb | Bertotti | Ciufolini | Bender | 1987)) dhe, për një shqyrtim më të fundit, ((Harvnb | Nordtvedt | 2003 }}.  Kohët e fundit, ajo ka qenë e matur për pesha provë në bordin e satelitit Gravity Probe B një saktësi të mirë se sa 1 për qind.Shih ((Harvnb | Kahn | 2007 }}.

Pranë një mase rrotulluese, ekzistojnë të ashtu-quajturat efekte gravitomagnetik ose efektet e tërheqjes së hapësirës rrethues.  Një vëzhgues i largët do të përcaktojë se objektet afër masës të marrë "tërhiqen rreth saj".  Kjo është më ekstreme për vrimat të zeza rrotulluese ku, për çdo objekt duke hyrë në një zonë të njohur si ergosfere, rotacioni është i pashmangshme.P.sh. = ((Harvnb | Townsend | 1997 | loc sec. 4.2.1)), (= (Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc pp. 469-471 .}} Efekte të tilla mund përsëri të testohen përmes ndikimit të tyre në orientimin e xhiroskopit në rënie të lirë.P.sh. = ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc sec. 4,7)), (= (Harvnb | Weinberg | 1972 | loc sec. 9,7)); për një shqyrtim më të fundit, shih ((Harvnb | Schäfer | 2004 }}.  Deri diku testet të diskutueshme janë kryer duke përdorur LAGEOS satelitë, duke konfirmuar parashikim relativist.P.sh. ((Harvnb | Ciufolini | Pavlis | 2004)), ((Harvnb | Ciufolini | Pavlis | Perón | 2006)), ((Harvnb | Iorio | 2009)).  Gjithashtu hetim  i Mars Global Surveyor rreth Marsit është përdorur((cite ditar | authorlink = Lorenzo Iorio | Iorio L. author = | title = KOMENTE, përgjigjet DHE SHËNIME: Një shënim mbi evidencën e fushës gravitomagnetik e Marsi | viti = 2006 | ditar = Klasike Quantum Gravity | vëllim = 23 | 17 çështje = | pages = 5.451-5.454 | doi = 10.1088/0264-9381/23/17/N01))
((cite ditar | authorlink = Lorenzo Iorio | Iorio L. author = | title = Në Lense-Thirring test me Mars Global Surveyor në fushën gravitacionale të Marsit | revistës = Central European Journal of Physics | viti = 2009 | doi = 10.2478/s11534-009-0117-6)) ; shih hyrjen e tërheqja e hapësirë kohës për një llogari të debatit.

Një matje precize është qëllimi kryesor i misionit Gravity Probe B, me rezultatet e pritura në shtator 2008.Një përshkrim mision mund të gjendet në ((Harvnb | Everitt | Buchman | Debra | Keiser | 2001)); një pas fluturimit të parë të vlerësimit jepet në ((Harvnb | Everitt | | Parkinson | Kahn | 2007)); rejat më tej do të jenë në dispozicion në faqen e internetit mision ((Harvnb | Kahn | ref 1996-2008 }}.

 Aplikimet astrofizike 
 Lentja gravitacionale 
parapamje|250px|Kryqi i Ajnshtajnit: katër pamjet e objektit të njëjtë astronomike, të prodhuar nga një lente gravitacionale

Shmangja e dritës nga graviteti është përgjegjëse për një klasë të re fenomenesh astronomike.  Nëse një objekt masiv është i vendosur midis astronomit dhe një objekti të largët me masë të caktuar  dhe distancë relative të përshtatshme, astronomi do të shohi imazhe të shumta të shtrembëruara në mënyrë të caktuar.  Efektet të tilla janë të njohur si lente gravitacionale .Për përshkrime të lentës gravitacionale dhe kërkesat e saj, shih  dhe ((Harvnb | Wambsganss | 1998)).  Në varësi të konfigurimit, shkallës, dhe shpërndarjes masive, mund të ketë dy ose më shumë imazhe, një rrjet të shkëlqyer të njohur si unaza e Ajnshtajnit, apo unaza të pjesshme që quhen harqe.Për një derivim të thjeshtë, shih ((Harvnb | Schütz | 2003 | loc = ch. 23)); cf. = ((Harvnb | Narayan | Bartelmann | 1997 | loc sec. 3 }}.

Shembujt më të hershëm u zbuluan në vitin 1979 ;Shihni ((Harvnb | Walsh | Carswell | Weymann | 1979}}. qysh atëherë, më shumë se njëqind lente gravitacionale janë vërejtur.  Imazhe të gjitha lentet e njohura mund të gjeni në faqet e projektit, ((Harvnb | Kochanek | Falco | Impey | Lehar | 2007 }}. edhe nëse imazhet janë shumë të afërt dhe të shumëfishtë efektet e tyre ende mund të maten, p.sh., si një përgjithësim i shkëlqimit të objektit të vërejtur, një numër "ngjarjesh mikrolente" janë vërejtur.Për një pasqyrë, shiko ((Harvnb | Roulet | Mollerach | 1997 }}.

Lentja gravitacionale është zhvilluar në një mjet thelbësor të astronomisë observuese.  Ajo është përdorur për të zbuluar praninë dhe shpërndarjen e materies së errët, duke paraqitur kështu një teleskop "natyror" për vëzhgimin e galaktikave të largëta, dhe për të marrë një vlerësim të pavarur të konstantes së Habellit.  Vlerësime statistikore të të dhënave të lenteve gravitacionale japin informacione të vlefshme në evoluimin strukturor të galaktikave.Shih ((Harvnb | Narayan | Bartelmann | 1997 | loc = sec. 3,7 }}.

 Astronomia gravitacionale valore 
parapamje|180px|Përshtypje artistike e detektorit hapësinor të valëve gravitacionale LISA

Vëzhgimet e pulsareve binare japin dëshmi të forta të tërthorta për ekzistencën e valëve gravitacionale (shih Zvogëlimi i orbitës, më lart).  Mirëpo, valët gravitacionale duke arritur tek ne nga thellësitë e kozmosit nuk janë zbuluar në mënyre të drejtpërdrejtë, e cila është një objektiv i madh i kërkimeve aktual shkencore në teorinë e relativitetit.Për një vështrim, ((Harvnb | Barish | 2005)); te llogarive të arritshme mund të të gjendet në ((Harvnb | Bartusiak | 2000)) dhe ((Harvnb | Bler | McNamara | 1997 }}.  Disa detektore gravitacionale valësh të bazuar në tokë janë aktualisht në veprim, më posaçërisht detektori interferometrik gjeo 600, LIGO (tre detektorë), tama 300 dhe VIRGO.Një vështrim është dhënë në ((Harvnb | Hough | Rowan | 2000 }}.  Një detektor i bazuar në hapësirë është projekti, LISA, është aktualisht nën zhvillim,Shih ((Harvnb | Danzmann [(| Rüdiger | 2003 }}. me një mision pararendës LISA Pathfinder) e duhur për të fillojë në fund të 2009.Shih ((Harvnb | Landgraf | Hechler | Kemble | 2005 }}.

Vëzhgimet e valëve gravitacionale premtojnë plotësimin e vëzhgimeve në spektrin elektromagnetike.Cf. ((Harvnb | Thorne | 1995 }}.  Ata pritet të japin informacion në lidhje me vrimat të zeza dhe objekte të tjera të dendur si dhe yjet neutronike, xhuxha të bardhë, rreth llojeve të caktuara të shpërthimeve supernova, dhe për proceset në universin shumë e herët, duke përfshirë edhe nënshkrimin e llojeve të caktuara të kordave kozmik hipotetike.Cf. ((Harvnb | Cutler | Thorne | 2002 }}.

 Vrimat të zeza dhe objekte të tjera kompakte 

 Kozmologjia 

Modelet aktuale të kozmologjisë janë të bazuar mbi ekuacionet e Ajnshatjnit duke përfshirë konstanten kozmologjike Λ, e cili ka ndikim të rëndësishëm mbi dinamikën e kozmosit ne shkallë të madhe ,

ku gab  është metrika e hapësirë-kohën.Origjinalisht .  Zgjidhjet isotropike dhe  homogjene të këtyre ekuacioneve të zgjeruara, zgjidhja Friedmann-Lemaître -Robertson-Walker,Shih = ((Harvnb | Carroll | 2001 | loc ch. 2 }}. lejojnë fizikanë të arrijnë tek modeli i gjithësisë që ka evoluar mbi 14 miliard vitet e fundit nga një, fazë e nxehtë në fillim Big Bang.Shih {{Harvnb | Bergström | Goobar | 2003 | loc = ch. 9-11)); përdorimin e këtyre modeleve është i justifikuar nga fakti se, në shkallët e madhe prej rreth qindra milion dritë-vit s dhe më shumë, universin tonë të vërtetë duket të jetë isotropik dhe homogjen, cf. .  Pasi një numër i vogël i parametrave (për shembull densiteti mesatar i masës së universit) janë caktuar nga vëzhgimi astronomik,P.sh. Për të dhënat vëzhgimor WMAP, shih . të mëtejshme mund të përdoret për të vënë modele ne testim.Këto teste përfshijnë vërejtje të veçantë të detajuar për më tej, shih, p.sh., fig. 2 në ((Harvnb | Bridle | Lahav | Ostriker | Steinhardt | 2003 }}.  Parashikime, të gjithë të suksesshëm, përfshijnë bollëkun e elementeve kimike fillestar të formuar në një periudhë të nukleosintezës së lashtë,Shih ((Harvnb | Peebles | 1966)); një llogari të fundit parashikimeve, shih ((Harvnb | Coc | Vangioni-gënjeshtër | Descouvemont | Adahchour | 2004)); një llogari të hapur mund të gjenden në ((Harvnb | Weiss | 2006)); krahasuar me vërejtjet në ((Harvnb | ulliri | Skillman | 2004)), ((Harvnb | Bania | kor | Balser | 2002)), ((Harvnb | O'Meara | Tytler | Kirkman | Suzuki | 2001)) dhe ((Harvnb | Charbonnel | Primas | 2005 }}. strukturat e shkallës të madhe te universit,Një përmbledhje mund të gjenden në ((Harvnb | Lahav | Shuto | 2.004 )) dhe ((Harvnb | Bertschinger | 1998)); për rezultatet më të fundit, shih ((Harvnb | Springel | White | Jenkins | Frenk | 2005 }}. dhe ekzistencës dhe vetitë e një "ekoje termike" nga universi i lashte, rrezatimit i sfondit kozmik.Cf. ((Harvnb | Alpher | Herman | 1948)) dhe, për një hyrje pedagogjike, shih ((Harvnb | Bergström | Goobar | 2003 | loc = ch. 11)); për zbulimin fillestar, shih ((Harvnb | Penzias | Woodrow Wilson | 1965)) dhe, për matje precize nga satelitet observatorë, ((Harvnb | Mather | Cheng | Cottingham | Eplee | 1994)) ([[COBE] ]) dhe ((Harvnb | Bennett | Halpern | Hinshaw | Jarosik | 2003)) (WMAP). Matjet e ardhshme mund të zbulojnë gjithashtu prova për valët gravitacionale në universin e hershem, ky informacion shtesë të përfshira në polarizimin e rrezatimit të sfondit kozmik , cf. ((Harvnb | Kamionkowski | Kosowsky | Stebbins | 1997)) dhe ((Harvnb | Seljak | Zaldarriaga | 1997 }}.

parapamje|majtas|300px|Pamja e rrezatimit emetohet jo më shumë se njëqind mijë vjet pas pak zhurmë e madhe, kapen me teleskopi satelit WMAP

Vërejtje astronomike te kursit të zgjerimin kosmologjik lejojnë vlerësimin e shumës së përgjithshme te lëndës në univers, megjithëse natyra e kësaj çështje mbetet pjesërisht misterioze.  Rreth 90 përqind e të gjitha lendes duket të jetë e ashtu-quajtur materieja e errët, e cila ka masë (ose ekuivalente, ndikimi gravitacional), por nuk ndërvepron elektromagnetikisht dhe, kështu, nuk mund të shihet drejtpërdrejt.Dëshmi për këtë vjen nga përcaktimi i parametrave kosmologjike dhe vërejtje të tjera që përfshijnë dinamika e galaktikave dhe grupimeve galaktike cf. Kapitulli 18 i ((Harvnb | Peebles | 1993)), dëshmi nga lenja gravitacionale, cf. = ((Harvnb | Pallua | 1999 | loc sec. 4,6)), dhe simulimet e formimit të strukturave ne shkallë madhe, shih ((Harvnb | Springel | White | Jenkins | Frenk | 2005 }}.  Nuk ka përshkrim të pranuar përgjithësisht të këtij lloji të ri të materies, brenda kuadrit e njohur fizikës bërthamore((Shih Harvnb | Pallua | 1999 | loc = ch. 12)) dhe ((Harvnb | Peskin | 2007)), në veçanti, vëzhgime tregojnë se të gjithë por një pjesë të papërfillshme të kësaj lende nuk është në formën e thërrmijave te zakonshme bërthamore ("jo-lende jo baronike"), . ose ndryshe.Gjerësisht, disa fizikanët kanë pyetur nëse mungesa e provave për lenden errët, është në fakt një tregues për devijime nga përshkrimin e gravitetit ajnshtajnian (dhe njutonian).  Pamje e përgjithshme në (= (Harvnb | Mannheim | 2006 | loc sec. 9 }}.  Dëshmi vëzhgimor nga analizat statistikore të RedShiftit (zhvendosja nga e kuqja) te  supernovave të largët dhe matjet e rrezatimit të sfondit kozmik gjithashtu tregojnë se evolucioni i universit tonë është ndikuar ndjeshëm nga një konstante kosmologjike duke rezultuar në një përshpejtimin e zgjerimit kozmik ose, nga një formë e energjisë me një ekuacion të pazakontë gjendjeje, e njohur si energjia e errët, natyra e të cilave mbetet e paqartë.Shih ((Harvnb | Carroll | 2.001)); një pasqyrë të qasshme është dhënë në ((Harvnb | Caldwell | 2004)). Këtu, gjithashtu, shkencëtarët kanë argumentuar se prova nuk tregon një formë të re të energjisë, por kanë nevojë për ndryshime në modelet tona kosmologjike, cf. = ((Harvnb | Mannheim | 2006 | loc sec. 10)); modifikimet e lartpërmendur nuk duhet të jenë ndryshimet e relativitetit te përgjithshëm, ata mund, për shembull, të jenë ndryshime në mënyrën se si ne trajtojmë inhomogjenetin në univers, cf. ((Harvnb | Buchert | 2007 }}.

E ashtu-quajtura  fazë inflacionare,Një hyrje e mirë është ((Harvnb | Linde | 1990)); për një shqyrtim më të fundit, shih ((Harvnb | Linde | 2005 }}. një fazë shtesë e zgjerimit të fuqishëm të përshpejtuar në kohë kozmike prej rreth  sekonda, ishte hypotezuar në vitin 1980 për llogari të disa vëzhgimeve të mistershme që ishin të pashpjegueshme nga modelet klasike kosmologjikel, të tilla si homogjenitet gati i përsosur i rrezatimit te sfondit kozmik.Më saktësisht, këto janë të problemi i sheshtesisë, problemi i horizontit dhe problemi i monopoleve ; një hyrje pedagogjik mund të gjenden në ((Harvnb | Narlikar | 1993 | loc = sec. 6,4)), shih gjithashtu (= (Harvnb | Börner | 1993 | loc sec. Matjet 9,1 }}.  E fundit e rrezatimit sfondit kozmike kanë rezultuar në prova e parë për këtë skenar.Shih = ((Harvnb | Spergel | Bean | dorë | Nolta | 2007 | loc sec. 5 & 6 }}.  Megjithatë, ka një shumëllojshmëri te skenarëve të mundshme inflacioniste, të cilat nuk mund të kufizohet nga vëzhgimet e tanishme.Më konkretisht, funksion potencial që është vendimtare për përcaktimin e dinamikës te inflacionit është thjesht një postulat, por nuk rrjedh nga një teori me themele fizike.  Një pyetje edhe më të mëdha është fizika e gjithësisë së hershme, para fazës inflacioniste dhe afër ku modelet klasike parashikojnë singularitetin Big Bang.  Një përgjigje autoritare do të kërkojë një teori të plotë të gravitetit kuantik, e cila ende nuk është zhvilluarShihni ((Harvnb | Brandenberger | 2007 | loc = sec. 2 }}. (shih seksionin mbi gravitetit kuantik, më poshtë).

 Koncepte të avancuara 
 Struktura kauzale dhe gjeometria globale 
parapamje|250px|Diagrami i Penrose i një universit Minkowskian te pafund

Në relativitetin e përgjithshëm, asnjë trup lëndor nuk mund të arrijë ose te parakalojë një impuls drite.  Asnjë ndikim nga një ngjarje A mund të arrijë në jë vend tjetër X para se drita te dërgohet nga A në X.  Si pasojë, një eksplorim i të gjitha vijave botërore dritore (gjeodesik i pavlefshëm) jep informacion të rëndësishme për strukturën kauzale të hapësirë-kohës.  Kjo strukturë mund të shfaqet duke përdorur diagramet Penrose-Carter në të cilat rajoni pafundësisht i madh i hapësirës dhe intervale të pafund në kohë janë te ("kompaktifikuara") në mënyrë që të përshtaten mbi një hartë të fundme, ndërsa drita udhëton përgjatë diagonaleve si në një diagram standard të hapësirë-kohës .Shih ((Harvnb | Frauendiener | 2004)), ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc =)) nenit 11.1, dhe ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc = seksionin 6,8 dhe 6,9))

I vetëdijshëm për rëndësinë e strukturës kauzale, Roger Penrose dhe të tjerët zhvilluan atë që është e njohur si gjeometria globale.  Në gjeometrinë globale, objekt i studimit nuk është i veçantë për zgjidhjen (ose familjen e zgjidhjeve) për ekuacionet e Ajnshtajnit.  Përkundrazi, marrëdhëniet janë të vërteta për të gjitha gjeodezikët, të tilla si ekuacioni Raychaudhuri, dhe jo supozime shtesë specifike në lidhje me natyrën e materies (zakonisht në formën e të ashtu-quajturave kondita energjetike) janë përdorur për të nxjerrin rezultatet e përgjithshme.P.sh. = ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc sec. 9,2-9,4)) dhe (= (Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc ch. 6 .}}

 Horizontet 

Duke përdorur gjeometrinë globale, mund të tregohet që disa hapësirë-kohëra kanë kufij të quajtur horizonte, të cilat caktojnë kufijtë e një rajoni nga pjesa tjetër e hapësirë-kohës.  Më të njohura janë shembujt e vrimave të zeza : në qoftë se masa është e ngjeshur në një rajon mjaft kompakt të hapësirës (përcaktuar si konjektura Hoop, shkalla përkatëse e gjatësisë është rrezja e Schwarzschildit Shih ((Harvnb | Thorne | 1972)); për një paraqitje të studimeve më të fundit numerike, shih ((Harvnb | Berger | 2002 | loc = sec. 2,1 }}.), nuk ka dritë nga brenda që mund të shpëtojë jashtë.  Meqenëse nuk ka trup që mund të arrij një impuls drite, e gjithë lënda e brendshme është e burgosur.  Kalimi nga e hapësira e jashtme tek ajo e brendshëm është ende i mundur, duke treguar se kufiri i horizontit te vrimës së zezë, nuk është një pengesë fizike.Për shkak të evolucionit të këtij koncepti, shih . Një përshkrim më i saktë matematik dallon disa lloje të horizonteve, sidomos horizontet kausale dhe horizontet e dukshme  cf. = ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc pp. 312-320)) ose ((= Harvnb | Uolld | 1984 | loc sec. 12,2)); ka edhe përkufizime më intuitive për sisteme të izoluara që nuk kërkojnë njohuri të pozicioneve në  hapësirë-kohën e pafundme, cf. ((Harvnb | Ashtekar | Krishnan | 2004 }}.

parapamje|majtas|250px|Ergosfera e një vrimë të zezë rrotulluese, e cila luan një rol kyç kur bëhet fjalë për nxjerrjen e energjisë nga këto vrimave të zeza

Studimet e hershme të vrimat e zeza ishin mbështetur në zgjidhjet e sakta të ekuacioneve të fushës së Ajnshtajnit, sidomos zgjidhja e Schwarzschild e cila është sferikisht simetrike  (përdoret për të përshkruar një vrimë te zezë statike) dhe asimetrike zgjidhja Kerr (përdoret për të përshkruar një, vrimë të zezë stacionare rrotulluese, dhe karakteristika interesante e prezantuar si ergosfera).  Duke përdorur gjeometrinë globale, më vonë studimet kanë zbuluar veti më të përgjithshme të vrimat e zeza.  Nga pikëpamja e një afati të gjatë kohor, ato janë objekte shumë të thjeshta të karakterizuar nga njëmbëdhjetë parametrat të specifikuar energji, impulsi linear, impulsi këndore, vendndodhja në një kohë të caktuar dhe ngarkesa elektrike.  Kjo është deklaruar nga teorema unike e vrimave të zeza : "vrimat e zeza nuk kanë flokë", (emri vihet mbi faktin që vrimat e zeza, nuk ka shenja dalluese si flokët e njerëzve).  Pavarësisht nga kompleksiteti i objektit që pëson një kolaps gravitacional për të formuar një vrimë të zezë, objekti që rezulton (duke emetuar valët gravitacionale) është shumë i thjeshtë.Për hapat e parë, cf. ((Harvnb | Izrael | 1971)); shih ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc = sec. 9,3)) ose ((= Harvnb | Heusler | 1996 | loc ch. 9 dhe 10)) për një rrjedhje, dhe ((Harvnb | Heusler | 1998)) si ((Harvnb | Beig | Chruściel | 2006)) si me rezultateve më të fundit.

Edhe më i veçantë është fakti, që ka një sërë ligjesh të përgjithshme të njohur si mekanika e vrimave të zeza, e cila është analoge me ligjet e termodinamikës.  Për shembull, nga ligji i dytë i mekanikës së vrimave të zeza, rasti i zonave te horizontit të një vrimë të zezë të përgjithshme nuk do të ulet me kalimin e kohës, analoge me entropinë e një sistemi termodinamik.  Këto kufizime të energjisë që mund të nxirren me mjete klasike nga një vrimë e zezë e radhës (p.sh. nga procesi i Penrose).ligjet e mekanikës së vrimave të zeza u përshkruan të parë në ((Harvnb | Bardeen | Hawking | 1973)); një paraqitje më pedagogjike mund të gjenden tek ((Harvnb | 1979)); për një shqyrtim më të fundit, shih kapitullin 2 të ((Harvnb | Uolld | 2001)). Një libër-prezantimi i plotë,   duke përfshirë një hyrje  tek matematika e nevojshme ((Harvnb | Poisson | 2004)). Për procesin e Penrose, shih ((Harvnb | Penrose | 1969 }}.  Nuk ka dëshmi të forta se ligjet e mekanikës se vrimave të zezë janë, në fakt, një forme e ligjeve të termodinamikës, dhe se zona e vrimave të zezë është proporcionale me entropinë e saj.Shih ((Harvnb | Bekenstein | 1973)), ((Harvnb | Bekenstein | 1974 }}.  Kjo çon në një ndryshim të ligjeve origjinale të mekanikës së vrimës e zezë : për shembull, si ligji i dytë i mekanikës vrima e zezë  bëhet pjesë e ligjit të dytë të termodinamikës, është e mundur për një zonë në një vrimë të zezë të zvogëlohet -për aq kohë sa për proceset e tjera të siguruar që, në përgjithësi, rritet entropia.  Si objekte termodinamike me  temperatura jo-zero, vrimat e zeza duhet të rrezatojnë rrezatim termik.  Gjysëm-llogaritjet klasike tregojnë se me të vërtetë ato e bëjnë këtë, me sipërfaqe gravitetit duke luajtur rolin e temperaturës sipas  ligjit të Plankut.  Ky rrezatim është i njohur si rrezatimi Hawking (shiko seksionin mbi teorinë kuantike, më poshtë).Fakti se vrimat e zeza rrezatojnë, në mënyrë kuantike , u hodh për herë të parë në ((Harvnb | Hawking | 1975)); një shikim më i plotë mund të gjendet në ((Harvnb | Uolld | 1975)). Një përmbledhje është dhënë në kapitullin 3 të ((Harvnb | Uolld | 2001 }}.

Ka lloje të tjera horizontesh.  Në një univers të zgjeruar, një vëzhgues mund të gjejë se në disa rajone ne të kaluarën nuk mund të respektohet ("horizont i grimcës"), dhe disa rajone në të ardhmen nuk mund të ndikohen nga (horizonte ngjarjesh).Cf. = ((Harvnb | Narlikar | 1993 | loc sec. 4.4.4 dhe 4.4.5 }}.  Edhe në hapësirën e Minkowskit, kur përshkruhet nga një vëzhgues i përshpejtuar (hapësira e Rindler), do të ketë horizonteve të lidhura me një rrezatim gjysmë-klasik i njohur si rrezatimi Unruh.Horizonte: cf. = ((Harvnb | Rindler | 2001 | loc sec. 12,4)). Efekt Unruh: ((Harvnb | Unruh | 1976)), cf. ((Harvnb | Uolld | 2001 | loc = kapitullin 3 }}.

 Singularitetet 

Një tjetër tipar i përgjithshëm dhe mjaft shqetësues i relativitetit të përgjithshëm është pamja e kufijve hapësinorë-kohorë të njohur si singularitete.  Hapësirë-koha mund të hulumtohet duke ndjekur nga pas gjeodesikët kohore dhe dritorë, të gjitha mënyrat e mundshme të udhëtimit që mund të ndjekë drita dhe grimcat në rënie të lirë.  Por disa zgjidhje nga ekuacionet e Ajnshtajnit kanë rajonet të njohura si singularitete hapësinore-kohore, ku shtigjet e dritës dhe grimcat bien në një shteg te papritur, ku gjeometria bëhet e pa-përcaktuar ose e përcaktuar në mënyrë të keqe.  Në rastet më interesante, këto janë "singularitete përkulje", ku sasitë gjeometrike që karakterizojnë lakimin e hapësirë-kohës, si skalari i Riçit, marrin vlerat të pafundme.Shih ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc = nenin 8.1)), ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc = nenin 9.1 }}.  Shembuj të mirënjohur të hapësirë kohës me singularitete në të ardhmen-ku fundi i vijave botërore janë zgjidhje të Schwarzschild, e cila përshkruan një tipar të veçantë brenda një vrimë te zezë të përjetshme statike,Shih ((Harvnb | Townsend | 1997 | loc = kapitullin 2)); një trajtim më të gjerë të kësaj zgjidhje mund të gjendet në ((Harvnb | Chandrasekhar | 1983 | loc = kapitullin 3 }}. ose zgjidhja Kerr një tipar i veçantë me unazën e saj brenda një vrime të zezë të përjetshme.Shih ((Harvnb | Townsend | 1997 | loc = kapitullin 4 )); për një trajtim më të gjerë, cf. ((Harvnb | Chandrasekhar | 1983 | loc = kapitullin 6 }}.  zgjidhje e Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker s, dhe hapësirë kohëra të tjera që përshkruajnë universe të tjera, kanë singularitete të kaluara në të cilën fillojnë vija botërore, domethënë singularitete të tipit Big Bang, dhe disa kanë singularitete në të ardhmen (Kolapsi i madhe) si.Shih ((Harvnb | Ellis | Pamjeje për Elst | 1999)); një vështrim më të afërt në veçanti vetë është marrë në ((Harvnb | Börner | 1993 | loc = sec. 1,2))

Duke pasur parasysh se këto shembuj janë shumë simetrike dhe të thjeshtuara - kështu që është joshëse për të përfunduar se shfaqja e singulariteteve është një artifakt ose idealizim.  Teorema e singularitetit, janë provuar duke përdorur metodat e gjeometrisë globale, e thënë ndryshe : singularitetet janë një karakteristikë e përgjithshme e relativitetit të përgjithshëm, dhe e pashmangshme pasi shembja e një objekti me veti realistike të materies ka vazhduar më tej në një stad të caktuarGjerësisht kur ka një sipërfaqe të bllokuar , cf. ((Harvnb | Penrose | 1965 }}. dhe gjithashtu në fillim të një klase me të gjerë të zgjeruar universesh.Shih ((Harvnb | Hawking | 1966 }}.  Megjithatë, teoremat thonë pak në lidhje me pronat e singulariteteve, dhe kvrkimet aktual në këtë temë janë përkushtuar që të karakterizojnë këto struktura të njësive gjenerike (të hipotezuara p.sh. nga të ashtu-quajtur konjektura BKL).Konjektura u bë në ((Harvnb | Belinskii | Khalatnikov | Lifschitz | 1971)); për një shqyrtim më të fundit, shih ((Harvnb | Berger | 2002)). Një ekspozitë e arritshme është dhënë nga ((Harvnb | Garfinkle | 2007 }}.  Hipotezë e censurës kozmike deklaron se të gjitha singularitetet realiste në të ardhmen (pa simetri të përsosur, lëndë me veti realiste) janë të fshehura në mënyrë të sigurt larg pas një horizonti, dhe kështu të padukshme për të gjithë vëzhguesit e largët.  Ndërkohë që asnjë provë zyrtare ende nuk ekziston, simulime numerike ofrojnë dëshmi mbështetëse të vlefshmërisë së saj.Kufizimi në të ardhmen natyrisht singularitetet përjashtojnë singularitete fillestar si singulariteti i big bang, në të cilën koha në parim mund të jenë e dukshme për vëzhguesit në stadin e  vonë kozmik. Supozim i censurës kozmike u paraqit për herë të parë në ((Harvnb | Penrose | 1969)); një tekst të nivelit të librit është dhënë llogari në ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc = fq. 302-305)). Për rezultatet numerike, shih shqyrtimin ((Harvnb | Berger | 2002 | loc = sec. 2,1 }}.

 Ekuacionet e evoluimit 

Secili nga zgjidhjet e ekuacionit të Ajnshtajnit përmbledh të gjithë historinë e një universi - kjo nuk është vetëm disa pamje të asaj se si janë gjërat, por të tërën, hapësirë kohën e cila mund të jetë e mbushur me materie.  Ajo e përshkruan gjendjen e materies dhe gjeometrinë kudo dhe në çdo moment në këtë univers të veçantë.  Për shkak të kovariancës së përgjithshme, teoria e Ajnshtajnit është e mjaftueshme në vetvete për të përcaktuar evolucionin kohor te tensorit të metrikës.  Ajo duhet të jetë e kombinuar me një kondicion koordinate, e cila është analoge me fiksim e madhësive në teori të tjera të fushës.Cf. = ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc sec. 7,1 }}.

Për të kuptuar ekuacionet e Ajnshtajnit si ekuacione diferenciale pjesor, është e dobishme për ti formuluar ato në një mënyrë që përshkruan evolucionin e universit me kalimin e kohës.  Kjo është bërë në të ashtu-quajturat "3+1" formulimet, ku hapësirë kohën është e ndarë në tre dimensionet e hapësirës dhe një dimension kohe.  Një shembull i mirë-njohur është formalizmi ADM.(Për një hyrje pedagogjike, shih ((Harvnb | Misner | Thorne | Wheeler | 1973 (Harvnb | Arnowitt | Deser | Misner | 1962)); | loc = 21,4-§ § 21,7 }}.  Këto dekompozime tregojnë se ekuacionet e evolucionit të hapësirë-kohës në relativitetin e përgjithshëm sillen mire nga pikëpamja matematikore (d.m.th. skanë vlera infinite) : zgjidhje gjithmonë ekzistojnë, dhe janë të përcaktuara në mënyre unike, kushtet e përshtatshme fillestare janë të specifikuara.((Harvnb | Fourès-Bruhat | 1952)) dhe (për një hyrje pedagogjike, shih ((Harvnb | Uolld | 1984 (Harvnb | Bruhat | 1962)); | loc = ch. 10)); një rishikim online mund të gjenden në ((Harvnb | Reula | 1998 }}.  Formulimet të tilla te ekuacioneve të fushës të Ajnshtajnit formojnë bazën e relativitetit numerik.Shih ((Harvnb | Gourgoulhon | 2007)); për një shqyrtim të bazat e relativitetit numerike, duke përfshirë problemet që dalin nga veçantitë e ekuacionet e Einstein, shih ((Harvnb | Lehner | 2001 }}.

 Madhësi globale dhe kuazi-lokale 

Nocioni i evoluimit të ekuacioneve lidhet në mënyre të ngushte me një aspekt tjetër të fizikës së relativitetit të përgjithshëm.  Në teorinë e Ajnshtajnit, del se është e pamundur të gjejmë një përcaktim të thjeshte për një veti te thjeshte si energjia apo masa e përgjithshme e sistemit.  Arsyeja kryesore është se ashtu si fusha gravitacionale çdo madhësi duhet te përshkruhet nga një fushë me një energji të caktuar, por në të njëjtën kohë del se është e pamundur të përcaktojmë se ku është e lokalizuar kjo energji.Cf. .

Megjithatë, ka disa mundësira për përcaktimin e masës të përgjithshme të sistemit, ose duke përdorur një "vëzhgues hipotetik të largët" (Masa ADM). ose simetritë e duhura (masa e Komarit).Cf. ; Për një përshkrim pedagogjik, shikoni ; edhe pse e përcaktuar në një mënyre komplet tjetër, mund të tregohet që ajo është ekuivalente me masën ADM për një hapësirë-kohë stacionare, cf.  .

 Lidhja me teorinë kuantike 

Neqoftese relativiteti i përgjithshëm konsiderohet si një nga dy shtyllat kryesore të fizikës moderne, mekanika kuantike, e cila formon bazat për kuptimin e lendes nga thërrmijat elementare deri tek fizika e trupit të ngurte, është shtylla tjetër.Një shikim i përgjithshëm i teorisë kuantike mund të gjendet në tekste standarde si ; Nje trajtim me elementar jepet tek .  Megjithatë, mbetet akoma një pyetje e hapur se si konceptet e mekanikes kuantike mund të vihen në përputhje me ato te relativitetit të përgjithshëm.

 Teoria kuantike e fushës në hapësirë-kohën e kurbuar 

Teoritë e zakonshme të fushës, të cilat formojnë bazat e fizikës të thërrmijave bërthamore, përcaktohen në një hapësirë të sheshte të Minkowskit, e cila është një përafrim i shkëlqyer kur vjen puna për përshkrimin e thërrmijave mikroskopike në një fushe të dobët gravitacionale si ajo që gjendet në toke.Cf. Tekste si , , ose ; një mbishikim më aksesibel mund të gjendet tek .  Në mënyre që të përshkruajmë situata ku graviteti është aq i forte sa të mund të influencoje lenden (kuantike), por jo aq i forte sa të kërkoje një kuantizim ne vetvete, fizikanet kane formuluar teori te fushës kuantike në hapësirën e kurbuar.  Këto teori mbështeten tek relativiteti i përgjithshëm klasik për të përshkruar sfondin e kurbuar të hapësirë-kohës, ato përcaktojnë një përgjithësim të teorisë kuantike të fushës e cila përshkruan sjelljen e lendes kuantike brenda asaj te hapësirë-kohës.Cf.  dhe . Duke përdorur këtë formalizëm, mund te tregohet se vrimat e zeza emetojnë një spektër të trupit të zi te thërrmijave të cilat njihen me emrin Rezatimi Hawking, e cila çon në konkluzionin se ato avullojnë përgjatë kohës.Për rrezatimin e Hawking , ; një hyrje e përshtatshme tek avullimi i vrimave të zeza mund të gjehet tek .  Siç përshkruhet ciptazi tek me lart, ky rrezatim luan një rol të rëndësishëm për termodinamikën e vrimave të zeza.Cf. Kapitulli 3 tek .

 Graviteti kuantik 

Kërkesa për konsistence midis përshkrimit kuantik të lendes dhe përshkrimit gjeometrik të hapësirë kohës,E vene në një mënyre të thjeshte lënda është burimi i kurbaturës së hapësirë kohës, dhe për shaka se lënda ka veti kuantike duhet të presim qe edhe hapësirë koha të këtë veti të tilla. Cf. seksioni 2 tek . si dhe shfaqja e singulariteteve (aty ku shkalla e gjatësisë së kurbaturës bëhet mikroskopike), tregon qartazi nevojën për një teori të plote të graviteti kuantik : për një përshkrim adekuat të fenomeneve që ndodhin në brendësi te vrimave të zeza, ose për fillimet e universi kërkohet një teori në të cilën graviteti dhe gjeometria e asociuar e hapësirë kohës janë të përshkruara në gjuhën e fizikës kuantike.E.g. p. 407ff. in .  Megji përpjeket e shumta, tani për tani akoma nuk ekziston një teori e plotë dhe konsistente e graviteti kuantik, duhet thëne se një numër i mirë teorish candidate ekziston.Një histori kohore si dhe një mbishikim i përgjithshëm mund të gjendet tek .

parapamje|majtas|250px|Projeksioni i një manifoldi Kalabi-Jau, një nga mënyrat e kompaktifikimit të dimensioneve të tepërta të postuluara nga teoria e kordave
Përpjekjet për të përgjithësuar teoritë kuantike të fushës, te përdorura në fizikën bërthamore për përshkrimin e bashkëveprimeve themelore, në mënyre që të përfshijnë gravitetin kanë çuar në problem serioze.  Për energji të ulëta ky përafrim është i suksesshëm, sepse çon në rezultate të pranueshme dhe efektive (kuantike) të teorisë së fushës të gravitetit.Shikoni .  Për energji shumë të larta, rezultatet çojnë në modele që nuk kanë asnjë gjurme uqije parashikuese ("te pa rinormalizueshme").Në veçanti, një teknike e njohur si rinormalizimi, formon një pjesë integrale për derivimin e parashikimeve kur marrim parasysh kontributet nga proceset e energjisë së lartë, cf. Kapitujt 17 dhe 18 tek , kjo dështon në këtë rast; cf. .

 Gjendja e tanishme 
Relativiteti i përgjithshëm ka dalë si një model shumë i suksesshëm i gravitetit dhe kozmologjisë, i cili ka kaluar çdo test eksperimental.  Megjithatë, ka dëshmi të forta që tregojnë se teoria nuk është e plotë.Cf. ; .  Problemi i gravitetit kuantik dhe pyetja mbi realitetin e singulariteteve të hapësirë kohës mbete e hapur.Cf. seksioni Graviteti kuantik, më lart. Të dhënat nga observimet tregojnë se prezenca e energjisë së zezë dhe materies së zezë kërkojnë nevojën për një themel të ri fiziko-teorik,Cf. seksioni relativiteti i përgjithshëm#Kozmologjia, më lart. dhe ndërsa e ashtuquajtura anomalia e sondës Pioneer mund të jepet nga një shpjegim konvencional ajo gjithashtu mund të fshehe gjurmët e ndonjë fenomeni të ri fizik.Shikoni .  E marre siç është, relativiteti i përgjithshëm ka mundësi të shumta për eksplorime të mëtejshme.  Teoricienët relativiste kërkojnë të shpjegojnë natyrën e singulariteteve dhe vetitë themelore të ekuacioneve të Ajnshtajnit,Shikoni . në të njëjtën kohë simulime kompjuterike të fuqishme (si ato që përshkruajnë bashkimin e dy vrimave të zeza) po krijohen dita-ditës.Për një mbishikim të përgjithshëm mbi problemet që janë hasur shiko .  Gara për detektimin e parë të valëve gravitacionale në hapësirë vazhdon,Shikoni  për një tregim të ngjarjeve deri në atë vit; lajme të tanishme mund të gjenden në websitët e projekteve bashkëpunuese të mëdha si GEO 600  dhe LIGO. të cilat shpresojnë të testojnë validitetin e teorisë për fusha gravitacionale më të fuqishme në krahasim me ato që ka qenë e mundur deri tani.Për publikimet me të fundit në polarizimin e valëve gravitacionale të yjeve binare kompakt, shikoni  dhe ; për një kritike të punës mbi yjet binare, shikoni  dhe ; për një kritike të përgjithshme të testeve eksperimentale të relativitetit të përgjithshëm, shikoni .  Më shumë se nëntëdhjete vjet pas publikimit të saj relativiteti i përgjithshëm mbetet një fushë shumë e suksesshme për kërkime teorike dhe eksperimentale.Një pikë e mirë fillestare për kërkimet e tanishme në relativitetin e përgjithshëm është gazeta elektronike Living Reviews in Relativity .

 Shikoni gjithashtu 
 Efekti Eotvos
 Kontribues në relativitetin e përgjithshëm
 Veprimi i Ajnshtajn-Hilbertit
 Burime për relativitetin e përgjithshëm, një listë për lexim e anotuar e cila jep një informacion më të gjerë në librat e cituar
 Një paraqitje e matematikës së relativitetit të përgjithshëm
 Testet e relativitetit të përgjithshëm
 Historia kohore e fizikës gravitacionale dhe relativitetit
 Sistemi inercial i referimit

 Lidhje të jashtme 

 Yale University Video Lecture: Special and General Relativity tek Google Video
 Relativity: The special and general theory  PDF
 Video Lectures on General Relativity nga Profesori i Fizikës se MIT Edmund Bertschinger.
 Series of lectures on General Relativity e dhëne në 2006 tek Instituti Henri Poincaré (kurs fillestar dhe i përparuar).
 General Relativity Tutorials nga John Baez

 Shënime 

 Referime 

























 ; original paper in Russian: 




















































































































































































































Kategoria:Fizikë
Kategoria:Relativiteti