r. Bu manyetik alan evrende gözlenen en güçlü manyetik alandır ve göreceli MHD rüzgarını oluştrur. Bunun da süpernovadan kalan demir nükleidi hızlandırdığına inanılıyor.  

Diğer UHECR kaynağı ise nötron yıldızından yabancı yıldız yanması olarak bilinir. Bu hipotez yabancı maddeyi maddenin yer hali olarak tanımlanıyor ve bunu destekleyecek gözlem ve deneysel veriler yoktur. Nötron yıldızları yoğun yerçekimsel baskısı nedeniyle madde yukarı aşağı değişik biçimlerde dengeli kalıyor ve tek bir hadron gibi hareket ediyor. Sonradan bu tüm yıldızı yakıyor yabancı bir maddeye dönüştürüyor ve nötron strange star oluyor ve manyetik alanı bozuluyor. Bunun olmasının sebebir quasi-neutral fluid içindeki proton ve ve nötronlar dönüşüyor. Bu manyetik alan bozulması büyük miktarda manyetik dalgaları açığa çıkarıyor. (LAEMWs) . bunlarda süpernovadan kalan ion kalıntılarını hızlandırıp UHECR enerjisine çeviriyor. 

Mavi kozmik mikrodalga temelli radyasyon ile etkileşim mesafeyi sınırlar. Bu Greisen- Zatsepin-Kuzmin sınırı veya GZK sınırı olarak bilinnir. 

Bu yüksek enerji parçacıklarının kaynağı uzun yıllar boyunca gizemini korudu. Pierre Auger Observatory’nin son bulguları yakın galaksilerinin merkezindeki büyük kara delikler ile ilişkili olabileceği gösteriyor. Bu galaksilere Active Galaktik Nucle (AGN) denir. Sonuçlar tam anlamıyla kesin olmamakla birlikte kozmik ışın parçacıklarının kaynağı ile AGN nin yakın ilişkili olduğu düşünülüyor. AGN içindeki bazı kara deliklerin yönlendirilebileceği biliniyor. Seyfert galaksisinde ki gibi MCG-30-15. Kara deliklerin dönüşü potansiyel olarak etkili bir UHECR üretim kaynağıdır. 


Aktif galaktik nükleid karanlık madderyi yüksek enerji protonlarına dönüştürebilir. St. Petersburg'daki teorik fizik laboratuvarlarından 15 kat daha ağır olduğunu söylüyor. Aktif bir galaktik nükleidin yakınında bu parçacıkların biri kara deliklere dönüşebilirken diğerleri Penrose Effect’de söz edildiği gibi kurtulacaktır. Kurtulan bazı partiküller yenileriyle çarpışarak bir çarpışma enerjisi oluşturacak. Paulov'a göre görünebilen protonlar oluşabilecek ve yüksek enerjileri olacak. Bunlardan ultra yüksek enerjili kozmik ışın parçacıkları oluşacak ve süper ağır karanlık madde X parçacıklarından oluşacak. Örneğin; Holeums. Bunun gibi enerjisi yüksek yan ürünler X parçacığının büyük bir kısmını taşır ve gözlemlenen UHECR ışınlarının anlatımından dikkate değer. 

Enerji ilkel kozmik ışın parçacıkları proton veya nükleid isi kozmik radyasyon nedeni ile yüksek enerjili ışık parçacıkları (UHECR) 〖10〗^20 eV nin üzerinde bir GZK cut off’a maruz kalırlar. Pierre Auger Projesi,HIRES ve YAKUTZ Extensive Air Shower Array GZK cut off tespit edildi. Fakat Akeno-AGASA değerleri cut off un üstündeydi. 10 yılda 11 tane böyle gözlem yaptı. GZK cutoff enerji değerlerine yakın fakat üstündeydi. Eğer Akeno-AGASA verileri doğruysa bunu açıklaması, GZK cut off’un şiddeti karanlık madde parçacıklarının sebebi iler bir shower olacağıdır. GZK cut off bir karanlık maddeyi sınırlandırma. Çünkü kozmik radyasyonlar ile zayıf bir bağlantısı vardır. Pierre Auger Projesi nin son ölçümleri yüksek enerjili kozmik ışın parçacıklarının yönü ile bağlantısı olduğunu buldu.




Yağlıdere (anlam ayrımı)

Yağlıdere aşağıdaki anlamlara gelebilir:







Genel görelilik testleri

1915 yılında ortaya atıldı. Genel görecelilik kuramı katı ve empirik kurallarla temellendirilmiyordu. Merkür'ün günberisindeki anormal devinimler sonucu oluşan ve felsefi temelde Newton'un evrensel yer çekimi kuralları ile özel görecelilik kuramını birleştirebilme özelliğine sahipti.bu ışık yer çekimi alanına eğilmiş ve genel görelilik kuramı ile 1919 yılında bir hat oluşturmuştur.fakat bunlar 1959 yılında çeşitli genel görecelik tahminlerinin test edilmelerine kadar bir program olarak adlandırılmıyorlardı. Bu testlerin zayıf çekim alanı sınırı içerisinde olası teori sapmalarıyla sınırlandı. 1974 yılında başlamak uzere Hulse Tayler ve diğerleri bizim güneş sistemimizden çok daha fazla yer çekimine sahip pulsar yıldızlarının ikili davranışları üzerinde çalıştı. Bizim güneş sistemimiz ve pulsar yıldızlarının genel görelilik kuramları yerellerde başarıyla incelenmiştir.

Güçlü yer çekimi alanları kara deliğe yakın alanlarda bulunmak zorundadır.Özellikle süper kütleli kara delikler, güç, aktif galaktik çekirdekler ve daha aktif quasarlar yoğun bir araştırma alanına sahiptir. Kuazar ve aktif galaktik çekirdekleri gözlemlemek zordur ve bu gözlemleri yorumlamak genellikle astro fizik modelleri üzerinden ve genel görelilik ya da rakip kuramlar kullanılmadan yapılır.fakat bu yorumlamalar kara delik kuramıyla tutarlı olarak modellenir.
denklik ilkesinin bir sonucu olarak Lotez değişmezi yerelde serbest düşmeyi referans alır. 

lotez sabiti ve dolayısıyla özel görelilik , özel görelilik testleriyle tanımlanır.

Albert Einstain 3 farklı genel görelilik testi önerdi. Bu testler 1916 da klasik genel görelilik kuramıtestleri olarak adlandırıldı.
London Times da 28 kasım 1919 da yayımlanan bir mektupta einstain görelilik kuramını tanıttı ve diğer ingiliz meslektaşlarına anlayışları ve çalışmalarına katkılarından dolayı teşekkür etti.aynı zaman da 3 klasik testi yorumladı.

. Newton fiziği altında, küresel kitle yörüngesindeki yalnız nesne bir alanda küresel kitleyle elips bir plan çizebilir. En yakın yaklaşım noktası, günberi olarak adlandırılan düzenlenmiştir.bizim güneş sistemimizin etkilerinden bir tanesi geneş etrafındaki günberilere sebep olur.temel neden birbirleri yörüngesinde dönen diğer geegenlerin varlığıdır.diğer etki ise güneşin basıklığından kaynaklıdır

.merkürün devinimlerden kaynaklı sapması newton nun etkilerine göre öngörülür.merkürün yörüngesindeki günberi devinimlerinin anormal oranı ilk kez urbein Le Verrier tarafından 1859 yılından göksel bir sorun olarak tanımlanmıştır.güneş üzerinden 1697 1848 tarihleri arasında merkürün hareketlerinin uygun zamanlı gölemlerinin yeniden analizleri newtonun teorisinden farklı olarak asıl devinim oranlarını bize gösteriyor.plansız ve başarısız sonuçlardan biri önerildi fakat onlar daha fazla sorunun tanıtılmasına eğilimliydi.genel görelilik te kalan devinim ya da elips şeklindeki yörüngenin yerinin değişimi uzay boşluğunun eğriliğinden kaynaklı yer çekimiyle açıklanır.einstein gösterdi ki genel görelilik gözlemlenen günberi kaymalarıyla yakından ilişkilidir.genel göreliliğin adaptasyonu için bu motive edici güçlü bir faktördür.

Johann Georg von Soldner 1801’de (1804’de yayınlandı) Newtonun yerçekiminin, yıldız ışığının büyük bir nesne çevresinde büküleceğini tahmin ettiğine işaret etmişlerdi. [10]Soldner'ınki ile aynı değer 1911’de Einstein tarafından denklik ilkesine dayandırılarak hesaplanmıştı. Bununla beraber Einstein 1915’de genel göreliliği tamamlama sürecinde 1911’deki(tabii ki Soldner’ında) sonucun doğru değerin sadece yarısı olduğunu kaydetti. Einstein ışığın bükülmesini doğru hesaplayan ilk insan olmuştu. [11]

Işığın saptırılmasıyla ilgili ilk gözlem gök kürede yıldızların güneşin yakınlarından geçerken gerçekleşen pozisyon değişiminin belirtilmesiyle yapılmıştı.Gözlemler tam bir güneş tutulması sırasında yapılmıştı. Böylece güneşe yakın yıldızlar izlenebilirdi. Brezilya’da Sobral, Ceará ve Afrika’nın batı sahilinde São Tomé and Príncipe’de olmak üzere eşzaman yapıldı gözlemler. [13] Sonuçlar olağanüstü haberler olarak kabul gördü ve en önemli gazetelerin ön sayfalarında yer aldı. Böylece Einstein ve genel görelilik teorisi ünlü olmuştu. Asistanı Einstein’a eğer genel görecelik Eddington ve Dyson tarafından 1919’da doğrulanmasaydı tepkiniz ne olurdu diye sorduğunda Einstein ünlü esprisini yaptı: “Sevgili lord için üzülürdüm. Teori zaten doğru.“  

[14] Bununla beraber ilk hesaplamalar zayıflardı. Veri kümesinin[16] modern tekrar analizi Eddington’ın analizlerinin doğru[17][18] olduğunu önermesine rağmen sonuçlar bazıları[15] tarafından, sistematik hata ve olası doğrulama eğilimi yüzünden tartışılmıştı. Ölçüm1922 tutulmasında Lick Gözlemevinden bir grup tarafından tekrarlandı. Sonuçlar 1919’da elde edilen sonuçlarla[18] uyumluydu bundan sonra birkaç kez daha ölçümler tekrarlandı. Bunlardan en çok dikkat çekeni 1953’de Yerkes Gözlemevi astronomlarının ve 1973’de Teksas Üniversitesinden bir grubun yaptıkları gözlemlerdi. Bu ölçümlerde kayda değer belirsizlik yaklaşık yıl kadar yaşandı. Ta ki 1960 yılında radyo dalgalarıyla gözlem yapılmaya başlanılana dek. 1960’ dan sonra sapma miktarının tam değeri genel göreliliğin tahminiyle kesinlikle kabul edildi. Bu sayının yarısı değildi. Einstein halkası daha yakın nesneler tarafından uzak galaksilerden gelen ışığın sapmasına bir örnektir.                              

Bir ışık dalgası yer çekimsel bir alana karşı yukarıya doğru hareket ettikçe yerçekimsel kırmızıya kayma gerçekleşir(aşağıda sarı yıldızın neden olduğu). Einstein 1907’de denklik prensibine dayanarak ışığın yerçekimsel kırmızıya kaymasını tahmin etmişti. Fakat astrofizik açısından ölçülmesi çok zordu(denklik prensibi başlığı altındaki tartışmaya bakabilirsiniz). 
1925’de Walter Sydney Adams tarafından da ölçülmesine rağmen kesin olarak 1959’da Pound Rebka deneyinde test edildi. Deneyde Mössbauer etkisi[21][22] adı verilen son derece hassas bir olguyu kullanarak Harvard Üniversitesi’nde bulunan Jefferson kulesinin en üst ve en alt kısmında yer alan iki kaynaktan göreli kırmızıya kayma ölçüldü. Sonuç genel görelilikle mükemmel biçimde uyumluydu. 

Genel göreliiği test etmenin modern çağı, genel göreliliği test etmeye bir çerçeve hazırlayan Dicke ve Schiff için büyük bir güdü sağlamıştı. [23][24][25] Yerçekiminin bir teorisinde prensipte olabilen ama genel görelilikte olmayan etkileri test eden hem klasik testlere hem de geçerliliği olmayan testlere vurgu yapmışlardır. Diğer önemli teorik gelişmeler genel göreliliğe alternatif teorilerin başlangıcını içeriyordu. Öncelikle Scalar-Tensor Teorileri örneğin Brans-Dicke Teorisi[26]; genel görelilikten sapmaların ölçülebileceği Parametreli Post-Newtoncu Biçimsellik ve Denklik Pr