一般相対性理論の概説
特に星明かりは太陽の近くを通過する際に曲げられ、空の星の位置で見かけ上最大1.75秒角のずれが生じる(1秒角は1/3600度に等しい)。ニュートン重力の枠組みでは、その量の半分だけ光の曲がりにつながるヒューリスティックな議論を行うことができる。日食中に太陽に近い星を観測することで、様々な予測を試験することができる。この方法で、アーサー・エディントンが率いた1919年のイギリスの西アフリカ探検隊は1919年5月の日食の観測を通してアインシュタインの予測が正しいこと、ニュートンの予測が間違っていることを確認した。エディントンの結果はあまり正確ではなかった。その後、遠方のクエーサーの光の太陽による偏向の観測は、電波天文学の非常に正確な技術を利用してエディントンの結果をずっと良い精度で確認した(最初のこのような測定は1967年から、最近の包括的な分析は2004年から)。
重力赤方偏移は1959年PoundとRebkaにより実験室で最初に測定された。天体物理測定でも測定され、特に白色矮星シリウスBを避ける光に対して行われた。関連する重力による時間遅延効果は、原子時計を数十kmから数万kmの高度に輸送することで測定されている(最初は1971年にHafeleとKeatingにより、もっと正確なものは1976年に打ち上げられたGravity Probe Aにより)。
これらの試験のうち、水星の近日点の前進のみが1916年のアインシュタインの一般相対性理論の最終発表以前に知られていた。