Thuyết tương đối rộng
Lịch sử

Bài chi tiết: Lịch sử thuyết tương đối rộng
Ngay sau khi phát triển thuyết tương đối đặc biệt năm 1905, Einstein bắt đầu suy nghĩ về sự mâu thuẫn giữa lực hấp dẫn Newton với lý thuyết này. Năm 1907, ông nhận ra sự liên hệ (hay tương đương cục bộ) giữa lực hấp dẫn và hệ quy chiếu gia tốc (ông coi đây là ý tưởng hạnh phúc nhất của đời mình) và nêu ra một thí nghiệm suy tưởng đơn giản trong đó có một người quan sát trong thang máy rơi tự do. Ông đã phải mất tám năm theo đuổi nhằm tìm kiếm lý thuyết hấp dẫn tương đối tính. Sau nhiều nhầm lẫn và đi lệch hướng, cuối cùng ông đã tìm ra được phương trình hấp dẫn và miêu tả nó trong cuộc họp của Viện hàn lâm Khoa học Phổ vào tháng 11 năm 1915 mà ngày nay gọi là phương trình trường Einstein. Hệ phương trình này cho biết hình học của không thời gian bị ảnh hưởng bởi sự có mặt của vật chất như thế nào, và lực hấp dẫn do sự cong của hình học không thời gian. Phương trình trường Einstein là mảnh ghép trung tâm của thuyết tương đối tổng quát.
Phương trình trường Einstein là hệ phương trình vi phân riêng phần phi tuyến và rất khó để giải. Einstein đã sử dụng phương pháp xấp xỉ nhằm suy luận những hệ quả đầu tiên của lý thuyết. Nhưng ngay đầu năm 1916, nhà thiên văn vật lý Karl Schwarzschild tìm ra nghiệm chính xác không tầm thường đầu tiên của phương trình trường Einstein mà ngày nay gọi là mêtric Schwarzschild. Nghiệm này là cơ sở lý thuyết cho mô hình vật lý về trạng thái cuối cùng của suy sụp hấp dẫn, dẫn đến sự hình thành của một số thiên thể trong đó có lỗ đen dạng đối xứng cầu. Trong cùng năm, nghiệm Schwarzschild đã được tổng quát thành nghiệm chính xác cho vật thể có điện tích, hay chính là mêtric Reissner–Nordström, nghiệm này mô tả lỗ đen tích điện không quay. Năm 1917, Einstein áp dụng lý thuyết của ông cho toàn bộ vũ trụ, khai sinh ra ngành vũ trụ học tương đối tính. Theo tư tưởng đương thời, ông đã giả định vũ trụ tĩnh tại vĩnh hằng, và phải cộng thêm một tham số mới vào trong phương trình trường ban đầu của mình—hằng số vũ trụ học—nhằm thu được kết quả như "quan sát" từ bấy lâu nay. Tuy thế, năm 1929, những nghiên cứu của nhà thiên văn Edwin Hubble và những người khác lại chỉ ra vũ trụ đang giãn nở. Và kết quả quan sát này lại phù hợp với nghiệm mô tả vũ trụ đang giãn nở do nhà vật lý người Nga Alexander Friedman tìm ra từ năm 1922 mà không đòi hỏi có hằng số vũ trụ học. Linh mục và nhà vũ trụ học người Bỉ Georges Lemaître đã sử dụng nghiệm này nhằm miêu tả kịch bản sơ khai của mô hình Vụ Nổ Lớn, mô hình nói rằng vũ trụ ban đầu đã tiến hóa từ trạng thái cực kỳ nóng và đậm đặc. Sau này, Einstein coi hằng số vũ trụ học là sai lầm lớn nhất của đời ông.
Trong suốt thời kì từ thập niên 1920 đến thập niên 1950, các nhà vật lý vẫn coi thuyết tương đối tổng quát một lý thuyết kỳ lạ trong các lý thuyết vật lý. Nó đẹp hơn lý thuyết của Newton, phù hợp với thuyết tương đối hẹp và giải thích được một vài hiệu ứng mà lý thuyết Newton chưa thành công. Chính Einstein đã chỉ ra vào năm 1915 rằng lý thuyết của ông đã giải thích được chuyển động dị thường của điểm cận nhật của Sao Thủy mà không cần tới bất kì một tham số nào. Vào năm 1919 một đoàn thám hiểm dẫn đầu bởi Arthur Eddington đã xác nhận tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát về sự lệch ánh sáng khi nó đi gần Mặt trời bằng cách theo dõi nhật thực vào tháng 5, khiến Einstein ngay lập tức trở nên nổi tiếng. Và lý thuyết trở thành hướng đi chính của vật lý lý thuyết và thiên văn vật lý trong giai đoạn phát triển từ 1960 đến 1975, hay thời kỳ vàng của thuyết tương đối rộng. Các nhà vật lý bắt đầu nắm bắt được khái niệm lỗ đen, và đồng nhất những đối tượng thiên văn vật lý này với quasar trong thiên văn quan sát. Có thêm nhiều kiểm nghiệm chính xác trong hệ Mặt Trời đã chứng tỏ sức mạnh tiên đoán của lý thuyết, và trong vũ trụ học tương đối tính cũng vậy với rất nhiều quan sát đo lường nhằm kiểm chứng hệ quả của lý thuyết.