stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Genel görelilik
Tanım ve temel uygulamalar > Model oluşturma

Genel göreli model oluşturmanın ana fikri Einstein'in denklemlerinin bir çözümünden gelir. Einstein'in denklemleri ve maddenin özellikleri için uygun denklemlere göre böyle bir çözüm spesifik bie yarı-Riemmannian kopyası (genellikle spesifik koordinatlarda metrik vererek tanımlanan) ve spesifik o kopyada tanımlanan madde alanlarından oluşur. Madde ve enerji Einstein'in denklemlerini sağlamalıdır, bu yüzden özellikle maddenin enerji-moment tensörü ıraksaması sabit olmalıdır. Tabii ki madde ayrıca herhangi ek denklemleri de sağlamalıdır. Kısacası, böyle bir çözüm genel göreliliğin yasalarını tatmin eden bir modeldir ve mümkün olduğunca herhangi maddeyi ele alan ilave yasalar ortaya konulabilir.
Einstein'in denklemleri doğrusal olmayan kısmi diferansiyel denklemlerdir ve çözümü de zordur. Yine de, sadece birkaçı direkt fiziksel uygulamalara sahip olsa da, birkaç tamı tamına doğru çözümleri vardır. Bilinen en iyi tam çözümleri ve ayrıca fizik görüşü açısından en ilgi çekici olanları Schwarzschild çözümü, Reissner-Nordström çözümü ve Kerr metriği (başka bir boş uzayda her biri kara cismin belirlenmiş bir türüne karşılık gelir) ve Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker ve de Sitter evrenleridir (her biri genişleten bir kozmosu tanımlar). Büyük teorik görüşünün tamı tamına çözümleri Gödel evrenini (eğri uzay zamanlarda, zaman yolculuğunun merak uyandırıcı bir olasılığına açık), Taub-NUT çözümü (homojen fakat eşyönsüz bir evren) ve anti-de Sitter uzayını (son zamanlarda Maldacena ikiliği ile ön planda olan) içerir.
Tam çözümleri bulmadaki zorluk durumunda bilgisayarda integral ile ya da asıl çözümlerin küçük sapmalarını düşünerek Einstein'in alan denklemleri ayrıca sık sık çözülür. Numarasal göreli alanlarda, iki çarpışan kara delik gibi Einstein'in ilginç durumlarda denklemlerini çözmek için ve uzay zaman geometrisini benzeştirmek için güçlü bilgisayarlar kullanılır. Özellikle yeterli bilgisayar kaynakları ile bu metotlar herhangi bir sisteme uygulanabilir ve yalın tuhaflıklar gibi temel problemlere çözüm kazandırabilir. Doğrusallaşmış kütleçekimi ve genelleştirilmesi, post-Newton genişlemesi, gibi sapma teorileri ile yaklaşık sonuçlar bulunabilir. Işığa kıyasla yavaşça hareket eden bir madde dağılımı içeren uzay zamanın geometrisi için çözümde ikincisi sistematik bir yaklaşım sağlar. Genişleme terimlerin bir serisini içerir; ikinci terimler genel görelilik yüzünden Newton'un teorisine daha az düzeltmeleri gösterirken, birinci terimler Newton yerçekimini gösterir. Bu genişlemenin büyümesi alternatif teoriler ile genel göreliliğin tahminleri arasında nicel kıyaslamalara olanak sağlayan parametre edilmiş post-Newton' dur.
Einstein’in teorisinin sonuçları

Genel görelilik birçok fiziksel sonuçlara sahiptir. Bazıları direkt teorinin aksiyomlarından takip eder, bazıları ise sadece Einstein'in ilk yayını olan 90 yıllık araştırmaları ile açıklığa kavuşur.
Einstein’in teorisinin sonuçları > Kütleçekimsel zaman genişleşmesi ve frekans kayması

Ana madde: Kütle çekimsel zaman genişlemesi
Eşdeğerlik ilkesinin geçerli olduğunu varsayarsak, zamanın akışını kütleçekimi etkiler. Kütleçekimi haznesine gönderilen ışık maviye kayar ve diğer yönden gönderilen(kütleçekimi haznesinden çıkan) ışık kızıla kayar; bu iki etkiler kütleçekimi ile frekans kayması olarak adlandırılır. Daha genel olarak, uzakta olan yerler ile karşılaştırıldığında büyük bir cismin yanında işlem daha yavaş gerçekleşir; bu etki kütleçekimsel zaman genişlemesi olarak bilinir.
Kütleçekimsel kırmızıya kayma laboratuvarda ve astronomik gözlemlerle ölçülmüştür. Küresel Konumlama Sistemi operasyonunun bir yan etkisi karşıladığı halde, dünyanın kütleçekimi alanındaki kütleçekimsel zaman genleşmesi atomik saatler kullanılarak ölçülmektedir. Bütün sonuçlar genel görelilik ile uyuşmaktadır. Fakat doğruluğun geçerli seviyesinde bu gözlemler eşiklik ilkesinin geçerli olduğu genel görelilik ve diğer teoriler arasındaki farkı ayırmaz.
Işık sapması ve kütleçekimsel zaman gecikmesi

Ana madde: Kütleçekimsel merceklenme
Genel görelilik, ışığın yolunun bir yıldızın yakınından geçerken uzay-zamanın eğriliğini izleyeceğini öngörür. Bu etki, yıldızların veya uzak kuasarların ışığının Güneş'ten geçerken saptığının gözlemlenmesiyle doğrulandı.
Bu ve ilgili tahminler, ışığın ışık benzeri veya boş jeodezik olarak adlandırılan şeyi takip ettiği gerçeğinden kaynaklanmaktadır (klasik fizikteki ışığın hareketine doğru olan düzgün çizgilerin bir genelleştirilmesi). Bu tür jeodezikler özel görelilikteki ışık hızı sabitinin genelleştirilmeleridir. Uygun uzay zaman modelleri (ya dış Schwarzschild çözümü ya da tek bir kütleden fazlası için Newton-sonrası açılımlar) açıklandığı üzere, yerçekiminin ışığın ortaya dağılmasındaki birçok etkileri. Serbest düşüşün evrenselliğini ışığa vererek ışığın bükülmesi türetebildiği halde, bu tür hesaplamalardan sonuçlanan ışının sapması sadece genel görelilik tarafından verilen değerin yarısıdır.
Kütleçekimsel zaman
gecikmesi ışığın sapması ile yakından ilgili olduğu için kütleçekimsel bir alana
doğru ışık sinyallerinin hareket etmesi
alan yokluğundakilere göre daha uzun sürer.bu tahmin için çok fazla başarılı testler yapılmaktadır. parametre
edilmiş post-Newtoncu biçimcilikte ışığın sapmasının ve kütleçekimsel zaman
gecikmesinin ölçümleri kütleçekiminin uzayın geometrisi üzerindeki etkisini
şifreleyen γ ile adlandırılan bir parametreyi belirler.
Yörüngesel etkiler ve göreliliğin yönü

Temel metin: Genel görelilikte Kepler sorunu
Yörüngesel cisimler konusundaki birçok tahminler açısından genel görelilik klasik mekanikten farklıdır. Gezegensel yörüngelerin tam bir dönüşünü tahmin eder. (kütleçekimsel dalgaların emilimi ve göreliliğin yönü ile ilgili etkilerin neden olduğu yörüngesel gecikmelerde olduğu gibi)
Apsislerin devinimi

Genel görelilikte herhangi bir yörüngenin apsisi (yörüngesel hareket eden bir cismin sistemin kütlesinin merkezine en yakın olduğu yer) devinecektir- yörünge eliptik değildir fakat odağına göre dönen bir elipse benzer(gül eğimi gibi bir şekil ile sonuçlanır (resmi gör)). Einstein ilk olarak yörüngesinde hareket eden bir cisme bir test parçacığı gibi davranarak ve Newton limitini gösteren yaklaşık bir metrik kullanarak bu sonucu çıkardı. Urbain Le Verrier tarafından 1859'da keşfedilen Merkür gezegeninin anormal günberi değişiminin açık bir açıklamasını veren teorisi onun için kütleçekimsel alan denklemlerinin doğru halini tanımladığı önemli bir kanıttı.
Tam tamına Schwarzschild metriği (uzay zamanı küresel bir kütle etrafında tanımlayan) ya da daha gele post-Newton biçimciliği kullanarak etki ayrıca türetebilir. Bu durum, bir cismin kütleçekiminin öz enerjine katkısı (Einstein'in denklemlerinin doğrusal olmayışlığında şifrelenen) ve kütleçekiminin uzayın geometrisindeki etkisinden dolayıdır. Kesin devinim ölçümleri sağlayan bütün gezegenler (Merkür, Venüs ve Dünya) için göreli devinim gözlenmektedir.
Yörüngesel gecikme

Yörünge gecikmesi
Genel göreliliğe göre, ikili sistem enerji kaybederken yerçekimsel dalgaları emecektir. Bu kayıp yüzünden iki yörüngesini izleyen iki cisim arasındaki mesafe azalır ve bu yüzden yörüngesel periyotları da azalır. Güneş sisteminde ya da sıradan çift yıldızlar için etki çok az gözlemlenebilir. İki yörüngesel hareket yapan nötron yıldızları (birisi pulsardır) yakın bir çift pulsar için değildir; pulsardan Dünyadaki gözlemciler, yörüngesel periyodun ölçümlerini sağlayan ve yüksek doğruluğa sahip saat gibi görev yapabilen düzenli bir radyo bakliyatlarını alabilirler. Nötron yıldızları çok yoğun olduğu için enerjinin önemli bir miktarı kütleçekimsel radyasyon olarak salınır.
Yerçekimsel dalgaların salınması yüzünden yörüngesel periyotlarındaki azalmanın ilk gözlemi 1974'te keşfedilen PSR1913+16 çift pulsarı kullanarak Hulse ve Taylor tarafından yapıldı. 1993 Nobel Ödülünü kazandıkları yerçekimsel dalgaların ortaya çıkımı bir ilkti. O zamandan beri birçok diğer pulsarlar bulundu; özellikle PSR J07337-3039 çift pulsarı.
Jeodezik devinim ve çerçeve sürüklenmesi

Birçok göreli etkiler yönün göreliliği ile direkt bağlantılıdır. Biri jeozdezik devinimdir: eğik uzay zamanda serbest düşüşteki bir jiroskobun yönünün ekseni, böyle bir jiroskop mümkün olduğunca kararlı bir biçimde bir yolu sürdürmenin yolunu gösterdiği halde uzak yıldızlardan gelen ışığın yönü ile karşılaştırıldıkça değişecektir. (paralel taşıma) Ay-Dünya sistemi için bu etki ayla ilgili lazer değişimleri yardımı ile ölçülmektedir. Daha yaygın olarak, % 0.3 den daha iyi bir hassasiyet ile Kütleçekimi B Araştırması uydusunda test kütleleri için ölçülmektedir.
Dönen bir kütlenin yanında çerçeve sürüklenmesi etkisi adında etkiler vardır. Uzak bir gözlemci kütleye yakın cisimler sürükleneceğini saptayacaktır. Bu aşırı dönen kara delikler içindir. (sıcak bir alana giren herhangi bir cisim için dönme kaçınılmazdır) Bu tür etkiler serbest düşüşte jiroskopların yönelimi üzerindeki etkileri ile tekrar test edilebilir. Az çok tartışmaya açık testler LAGEOS uyduları kullanarak yapılmaktadır. ayrıca Evrensel Mars Araştırmacısının Mars üzerine incelemesi kullanılmaktadır.
Astrofizik uygulamaları

Temel metin: Kütleçekimsel lens
Kütleçekimi ile ışığın sapması astronomik olayın yeni bir sınıfının sorumludur. Eğer ağır bir cisim astronom ile uygun kütleli ve göreli mesafeli uzak hedef bir etkiler arasına yerleştirilir ise astronom hedefin birçok saptırılmış görüntülerini görecektir. Bu tür etkiler kütleçekimsel lens olarak bilinir. Görünüşe ve kütle dağılımına dayanarak iki ya da ikiden fazla görüntüleri olabilir, parlak çember Einstein’in çemberi olarak bilinir. En eski örneği 1979 yılında keşfedildi ve o zamandan beri yüz den fazla kütleçekimsel lensler gözlemlendi. Çözülebilmesi için birçok görüntüler birbirlerine yakın olsa bile etki hala ölçülebilir. (birçok mikro lens olayları gözlemlenmektedir)
Kütleçekimsel lens gözlemsel astronomide gelişmektedir. Kara deliğin varlığını ve yayılımını göstermek için kullanılır. (uzak galaksileri gözlemlemek için doğal bir teleskop sağlar ve bağımsız Hubble sabitinin tahminini elde etmeye katkıda bulunur) Lens bilgilerinin statiksel değerlendirmeleri galaksilerin yapısal evrimine değerli bir anlayış katar.
Kütleçekimsel dalga astronomisi

Ana maddeler: Kütleçekimsel dalga ve Kütleçekimsel dalga astronomisi
Çift pulsarların gözlemleri kütleçekimsel dalgaların varlığı için güçlü dolaylı bir kanıt sağlar. (yukarıdaki yörüngesel gecikmeyi gör) Fakat kozmosun derinliklerinden bize ulaşan kütleçekimsel dalgalar direkt olarak algılanmamıştır. Görelilikle ilgilenen araştırmacıların temel amacı böyle bir buluştur. Birçok kütleçekimsel dalga buluşları denenmektedir ve en önemlisi ferrometrik detektörlerdir: GEO 600, LIGO (iki detektör), TAMA 300 ve VIRGO . Çeşitli zamanlama okları 10−9 -10−6 Hertz frekansları aralığındaki kütleçekimsel dalgaları(çift çok ağır kara deliklerin oluşturduğu) algılamak için milisaniye pulsarları kullanır. Avrupalı uzay detektörü Elısa / NGO sürekli gelişme aşamasındadır. (başlangıcı 2015 e kadar olan haberci bir görev LISA Pathfinder ile)
Kütleçekimsel dalgaların gözlemleri elektromanyetik spektrumdaki gözlemleri tamamlamaya garanti verir. Kara delikler ve nötron yıldızları, beyaz cüceler, süpernova patlamalarının türleri hakkında bilgi vermeleri beklenir.
Kara delikler ve diğer yoğun cisimler

Ana madde: Kara delik
Bir cismin kütlesinin yarıçapına oranı yeterince büyük olduğu zaman genel görelilik bir kara deliğin(hiçbir şeyin, ışığın bile kaçamadığı düşünülen) oluşumunun kaçabileceğini ileri sürer. Son zamanlarda kabul edilmiş 1.4 güneş kütleleri civarında nötron yıldızları, yıldızımsı kara delikler ve yıldız evrimi modelleri, büyük kütleli yıldızların gelişimi için final durum olduğu düşünülür. Genellikle bir galaksi merkezinde birkaç milyonluk güneş kütleye sahip bir süper kütleli kara deliğe sahiptir.
Astronomik olarak yoğun cisimlerin kütleçekimsel enerjiyi
elektromanyetik radyasyona çeviren fevkalade mekaniği, onlara en önemli
özelliğini katar. Gaz maddelerin ya da tozun yıldız ya da süper kütleli kara
deliklere düşüşü göz alıcı bir şekilde ışıldayan bazı cisimler için sorumlu
olduğu düşünülür. (oldukça galaksi ile ilgili yıldız boyutundaki cisimler(mikro
yıldızımsı gökcisimleri gibi) üzerindeki aktif çekirdeğin farklı türleri)
Özellikle, yığılma yaklaşık ışık hızı ile uzaya fırlatılmış yüksel enerjili
parçacıkların ışınlarına odaklı göreli jetlere neden olabilir. Genel görelilik
bütün bu olayları modellemede merkez bir rol oynar ve gözlemler teori ile
tahmin edilen kara deliklerin varlıkları için güçlü bir kanıt sağlar.
Kara delikler ayrıca kütleçekimsel dalgalar için olan araştırmalarda amaçlarında tebliğ içindedir. İkili kara deliği birleştirme Dünyadaki detektörlere ulaşan en güçlülerden bazı yerçekimsel dalga sinyallerini takip etmelidir ve birleşmeden direkt önceki safha, birleşme olaylarının mesafesini azaltmak için bir standart mum olarak kullanılabilir. Bu yüzden uzak mesafelerde kozmik genişlemenin araştırması olarak hizmet eder.
Kozmoloji

Ana madde: Fiziksel kozmoloji
Kozmolojinin geçerli modelleri kozmoloji sabitini Λ içeren Einstein'in alan denklemelerine dayanır çünkü kozmosun büyük ölçekli dinamiğine büyük etkisi vardır.
g_{\mu \nu } uzay zaman metriğidir . Bu ileri denklemlerin eş yönlü ve homojen 
çözümleri, Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker çözümleri, Büyük Patlamadan daha evvel 14 milyon yıl süreyi aşkın gelişen bir evreni modellemeye fizikçiler için olanak sağlar. Astronomik gözlemlerle birkaç parametreler(mesela evrenin madde yoğunluğu) sağlandıktan sonra ilaveten gözlemlenen veriler modelleri test etmek için kullanılabilir. Tahminler, ilkel nükleosentez, evrenin yüksek ölçekli yapısı, periyodunda oluşan ilk kimyasal elementlerin bolluğunu ve varlığını ve termal bir ekodan özelliklerini içerir. (kozmik özgeçmiş radyasyonu)
Kozmolojik genişleme oranının astronomik gözlemleri, maddenin doğası gizemli kaldığı halde evrendeki toplam madde miktarının tahmin edilmesini sağlar. Bütün maddelerin yaklaşık %90 ı kara maddedir. (kütleye sahiptir fakat elektromanyetik olarak etkilemez ve bu yüzden direkt gözlemlenemez) Ana hatlarıyla bu yeni tür maddenin parçacık fiziği çatısında kabul edilmiş bir tanımı yoktur. Uzak Süpernovanın kızıla kayma incelemelerinden gözlemlenen kanıtlar ve özgeçmiş kozmik radyasyonun ölçümleri ayrıca kozmik genişlemenin ivmelenmesine ya da karanlık enerjiye neden olan kozmolojik sabitinden önemli derecede evrenin gelişiminin etkilendiğini gösterir.
Yaklaşık  10^{-33} saniye kozmik zamanında güçlü hızlandırılmış genişlemenin enflasyon safhası adlı yeni bir faz 1980 yılında klasik kozmolojik modeller ile açıklanamayan birkaç karışık gözlemlerin yararına varsayılmıştır. Son günlerdeki kozmik özgeçmiş radyasyonunun ölçümleri bu senaryo için ilk kanıtla sonuçlandı. Fakat geçerli gözlemler ile sınırlanamayan mümkün enflasyon senaryolarının şaşırtıcı bir çeşitliliği vardır. Enflasyon safhasına öncü ve büyük patlama tuhaflığını tahmin eden klasik modellere yakın en erken evrenin fiziği daha geniş bir sorudur. Otoriter cevap henüz geliştirilmemiş olan kuantum kütleçekimi teorisine gerek vardır.
İleri kavramlar > Global geometri ve sebep gösteren yapı

Genel görelilikte bir ışığın titreşimine hiçbir şey yetişemez ya da yakalayamaz. Işık A dan X e gönderilmeden A olayından hiçbir etki diğer X yerine ulaşamaz. Neticede bütün ışık hayat çizgilerinin (geçersiz jeodezik) keşfi uzay zamanın nedensel yapısı hakkında ana bilgiler verir. Bu yapı sınırlı bir haritaya oturtmak için uzayın sonsuz geniş alanları ve sonsuz zaman aralıklarının daraltılmış olduğu Penrose-Carter diyagramlarını kullanarak gösterilebilir. (ışık hala standart uzay zaman diyagramlarında olduğu gibi köşegenlere doğru hareket eder)
Nedensel yapının öneminin farkına varan Roger Penrose ve diğerleri neyin evrensel geometri olarak bilindiğini geliştirdiler. Evrensel geometride çalışmanın amacı Einstein'in denklemlerinin belli bir çözümü değildir. Bunun yerine bütün jeodezikler için doğru olan ilişkiler (Raychaudhuri denklemleri gibi) ve maddenin doğası (genelde enerji koşulları kalıbında kullanılır) hakkında özel olmayan varsayımlar genel sonuçları türetmek için kullanılır.
Ufuklar

Temel metin: Ufuk (genel görelilik ve kara delik mekaniği
Evrensel geometriyi kullanarak
bazı uzay zamanlar ufuklar olarak adlandırılan ve bir bölgeyi uzay zamanın geri
kalanından ayıran, sınırları dâhil etmek için gösterilebilir. En iyi bilinen
örnekleri kara deliklerdir: eğer kütle uzayın yeterince yoğun bir bölgesinde
sıkıştırılırsa(ilgili ölçek uzunluğu Schwarzchild yarıçapı, halka hipotezi
olarak tanımlı) içeriden dışarıya ışık
çıkamaz. Bir ışık titreşimini hiçbir cisim geçemediği için içteki bütün madde
de hapsolmuştur. Dışarıdan içeriye geçiş hala mümkündür. (bu da kara deliğin
ufku yani sınırının fiziksel bir engel olmadığını gösterir)
Kara deliklerin eski çalışmaları Einstein'in denklemlerinin açık
çözümlerine (özellikle statik bir kara deliği tanımlamak için kullanılan
küresel olarak simetrik Schwarzschild çözümü ve dönen statik bir kara deliği
tanımlamak ve dönen bir kara deliğin dışındaki bir bölge gibi ilginç
özellikleri tanıştıran) simetrik eksenli yapılı Kerr çözümüne güvenildi.
Evrensel geometriyi kullanarak sonraki çalışmalar kara deliklerin daha genel
özelliklerini gösterdi. Bunlar, enerji,
çizgisel moment, açısal moment, belir bir zamandaki yerİ ve elektrik yükünü
belirten on bir parametre ile karakterize edilen daha basit cisimlerdir. Bu kara
delik eşsizliği teoremi ile belirtilir. (‘' kara delikler life sahip değildir,
bu da insanların saçından bir farkının olmadığını işaret eder)Bir kara delik
oluşturmak için çöken kütleçekimsel bir cismin karışıklığına bakmazsak cisim daha
basit olur.
Daha önemli bir biçimde termodinamik yasasına benzeyen kara delik mekaniği olarak bilinen yasaların genel bir topluluğu vardır. Mesela kara delik mekaniğinin ikinci yasası (genel bir kara deliğin olay ufkusunun alanı zamanla hiç azalmayacaktır) termodinamik sistemin entropisine benzerdir. Bu, Penrose metodu kullanılarak dönen bir kara delikten klasik araçlar ile çıkartılabilen enerjiyi kısıtlar. Kara delik mekaniğinin aslında termodinamik yasasının bir altkümesi olması güçlü bir kanıttır. Bu da kara delik mekaniğinin orijinal yasalarının değişimine neden olur. Mesela kara delik mekaniğinin ikinci yasası termodinamiğin ikinci yasasının bir kısmı olduğu için özellikle entropi artarsa kara deliğin alanının azalması mümkündür. Sıfır sıcaklığa sahip olmayan termodinamik cisimlerde olduğu gibi kara delikler termal radyasyon salabilirler. Kısmen klasik hesaplamalar onların aslında Planck’in yasasında sıcaklık rolü oynayan yeryüzü kütleçekimi ile yapabildiğini gösterir. Bu radyasyon Hawking radyasyonu olarak bilinir.
Ufukların diğer türleri de vardır. Genişleyen bir evrende bir gözlemci, geçmişin bazı bölgelerinin (parçacık ufku) gözlemlenemeyeceğini ve geleceğin bazı bölgelerinin etkilenmeyeceğini (olay ufku) bulabilir. Minkowski uzayında bile ivmelenen gözlemci tarafından belirtildiğinde, Unruh radyasyonu olarak bilinen kısmen klasik bir radyasyon ile ilişkili ufuklar olacaktır.
Ufuklar > Tuhaflıklar

Genel göreliliğin diğer genel bir özelliği tuhaflık olarak bilinen uzay zaman sınırlarının görünümüdür. Uzay zaman ışıksı ve zamansı jeodezikleri- serbest düşüşte ışık ve parçacıkların yol alabileceği bütün yollar- takip ederek araştırılabilir. Fakat bazı Einstein'in denklemlerinin sonuçları eksik kenarlara(ışığın ve düşen parçacıkların yolunun beklenmedik bir sona vardığı ve geometrinin tam tamamlanmamış olduğu bölge) sahiptir. Daha ilginç durumlarda bunlar, sonsuza kadar giden Ricci sabiti gibi uzay zamanın eğikliğini karakterize eden geometrik niceliklerin olduğu eğiklik tuhaflıklarıdır. Hayat çizgisinin bittiği gelecek tuhaflıkları ile uzay zamanın iyi bilinen örnekleri Schwarzchild çözümü(statik ölümsüz bir kara delik içindeki bir tuhaflığı tanımlayan) ya da ölümsüz ve dönen bir kara delik içindeki halka şeklindeki tuhaflıklara sahip Kerr çözümüdür. Evreni tanımlayan Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker çözümleri ve diğer uzay zamanlar Büyük Patlama isimli hayat çizgisinin başladığı eski tuhaflıklara sahiptir ve bazıları da Büyük Çöküş gibi tuhaflıklara sahiptir.
Bu örneklerin fazlaca simetrik olduğu farz edersek (bu yüzlen kolaylaşır) tuhaflıklarının oluşumunun idealleşmenin bir yapaylığı olması caziptir. Evrensel geometrinin metotlarını kullanarak kanıtlanan ünlü tuhaflık teoremleri bunun dışında gerçekçi madde özelliklerine sahip bir maddenin çöküşü, mutlak bir evrede ve genişleyen evrenin geniş bir sınıfının başlangıcında gerçekleştikten sonra, tuhaflıkların genel göreliliğin kapsamlı bir geleceğini söyler. Fakat teoremler, biraz tuhaflıkların özellikleri hakkında ve daha çok kapsamlı yapıların varlıklarını karakterize etmeye adanmış geçerli araştırmalar(hipotezi kurulan BKL varsayım isimli örneği) hakkındadır. kozmik sansür hipotezi, bütün gelecek tuhaflıkları (harika bir simetrisi olmayan gerçek özellikli madde) güvenlice ufkunun arkasında saklanır ve bu yüzden bütün uzak gözlemcilere görünmezdir. Henüz düzgün bir kanıt olmamasına rağmen numarasal benzetmeler geçerliliğine destekleyici kanıtlar sunar.
Ufuklar > Evrim denklemleri

Temel metin: İlk değeri formülleştirme (genel görelilik
Einstein'in denklemlerinin her bir çözümü bir evrenin bütün tarihini kuşatır. (şeylerin nasıl olduğunun sadece anlık bir fotoğrafı değildir; fakat bütün, mümkün ve madde dolu uzay zamandır) Her yerdeki geometrinin ve maddenin durumunu tarif eder. Genel eşdeğişkenlik nedeni ile Einstein'in teorisi kendince metrik tensörünün zaman evrimini saptaması için yeterli değildir. Koordinat koşulu ile birleştirilebilir. (diğer alan teorilerindeki kapsam sabitlemeye benzer)
kısmi türevlenebilir denklemler olarak Einstein'in denklemlerini anlamak için onları evrenin evrimini tanımlayan bir yolda formülleştirmek yararlı olacaktır. Bu, uzay zamanın üç uzay boyutları ve bir zaman boyutuna bölündüğü "3+1" ile adlandırılan formüller ile yapılır. En bilinen örneği ADM biçimciliğidir. Bu bozulmalar, genel göreliliğin uzay zaman evrim denklemleri, ilk koşullar belirtildikten sonra iyi huyludur, her zaman vardır ve eşsizce tanımlıdır. Einstein'in alan denklemlerinin böyle formülleştirmeleri numarasal göreliliğin temelidir.
Ufuklar > Evrensel ve hemen hemen yerel nitelikler

Evrim denklemlerinin görüşü derinden genel göreli fiziğin diğer yönü ile bağlanmıştır. Einstein'in teorisinde bir sistemin toplam kütlesi ya da enerjisi gibi görünüşte basit görünen genel bir tanım bulmak mümkün değildir. Temel nedeni, herhangi bir fiziksel alan gibi kütleçekimsel alan belli bir enerji ile verilmesidir; fakat o enerjiyi yerelleştirmenin imkânsız olduğunu temel olarak kanıtlar.
Yine de, kuramsal bir sonsuz uzak gözlemci ya da uygun simetrileri Komar kütlesi kullanarak bir sistemin toplam kütlesini tanımlamanın olasılıkları vardır. Eğer kütleçekimsel dalgalar ile enerjiyi sonsuza taşıyarak sistemin toplam kütlesinden dışarı çıkartırsak sonuç önemsiz sonsuzluktaki Bondi kütlesidir. Klasik fizikse olduğu gibi kütlelerin pozitif olduğu gösterilebilir. Evrensel tutarlı tanımlar momentum ve açısal momentum için vardır. Ayrıca o sistemi içeren uzayın sonlu bir bölgesinde tanımlanan nitelikleri kullanarak formülleştirilen izole edilmiş bir kütle gibi, hemen hemen yerel nitelikleri tanımlamak için birçok çaba vardır. Çember tahmininin daha hassas bir formülleştirmesi gibi izole edilmiş sistemler hakkındaki genel açıklamalar için, amaç yararlı bir nitelik elde etmektir.