Vizualizare sursă pentru „Teoria relativității generale”

{{Relativitate generală}}
[[Fișier:Black Hole Milkyway.jpg|thumb|right|300px|Simularea unei [[Gaură neagră|găuri negre]] cu masa de zece ori mai mare decât a soarelui, văzută de la o distanță de 600&nbsp;[[km]] cu galaxia [[Calea Lactee]] în fundal.]]
'''Relativitatea generală''' sau '''teoria relativității generale''' este [[Teorie științifică|teoria]] [[Geometrie|geometrică]] a [[gravitație]]i, publicată de [[Albert Einstein]] în 1916. Ea constituie descrierea  gravitației în [[Fizică|fizica]] modernă, unifică [[teoria relativității restrânse]] cu [[Legile lui Newton|legea gravitației universale a lui Newton]], și descrie gravitația ca o proprietate a geometriei spațiului și timpului ([[spațiu-timp]]). În particular, curbura spațiu-timp este legată direct de [[echivalență masă–energie|masa-energia]] și [[impuls]]ul [[materie]]i, respectiv  a [[radiație]]i. Relația fundamentală a teoriei relativității generale este dată de [[ecuațiile lui Einstein|ecuațiile de câmp ale lui Einstein]], un sistem de [[ecuații cu derivate parțiale]].

Predicțiile relativității generale diferă semnificativ de cele ale fizicii clasice, mai ales în ce privește trecerea timpului, [[Geometrie|geometria]] spațiului, mișcarea [[corp (fizică) |corpurilor]] în [[Cădere liberă (fizică)|cădere liberă]], și propagarea luminii. Exemple de astfel de diferențe sunt [[Dilatare temporală gravitațională|dilatarea temporală gravitațională]], [[Deplasare spre roșu#Deplasare spre roșu gravitațională|deplasarea spre roșu gravitațională]] a luminii, și [[Întârzierea Shapiro|întârzierea gravitațională]]. Previziunile relativității generale au fost confirmate de observațiile  empirice efectuate în  toate domeniile științelor experimentale. Deși relativitatea generală nu este singura teorie relativistă a gravitației, ea reprezintă cea mai simplă teorie în acord cu datele experimentale. Totuși, teoria nu oferă răspuns la câteva dileme teoretice, cea mai fundamentală dintre acestea fiind modalitatea în care se poate unifica teoria gravitației generale cu legile [[mecanică cuantică|mecanicii cuantice]], care să conducă la o teorie completă și consistentă cu ea însăși a gravitației cuantice.

Teoria lui Einstein are implicații astrofizice importante. Din ea decurge posibilitatea existenței [[Gaură neagră|găurilor negre]] — regiuni ale Universului în care spațiul și timpul sunt distorsionate într-o măsură atât de pronunțată, încât nimic, nici măcar lumina, nu mai pot emerge de acolo — ca stare finală a evoluției [[Stea|stelelor]] masive. Există indicii că astfel de găuri negre stelare, precum și alte tipuri mai masive de găuri negre, sunt răspunzătoare pentru radiațiile intense emise de unele tipuri de obiecte astronomice, cum ar fi nucleele galactice active sau [[microquasar]]ii. Curbura traiectoriei luminii sub efectul gravitației conduce la apariția efectului de lentilă gravitațională, prin care imaginile obiectelor cosmice aflate în spatele lentilei sunt distorsionate sau uneori chiar multiplicate. Relativitatea generală prezice existența [[Undă gravitațională|undelor gravitaționale]], care au fost măsurate indirect. O măsurare directă a acestora este scopul mai multor proiecte, între care și [[LIGO]]. În plus, relativitatea generală stă la baza modelelor cosmologice actuale ale unui univers în expansiune.

== Istoric ==
{{Fizica modernă}}
Curând după publicarea în 1905 a [[Teoria relativității restrânse|teoriei relativității restrânse]], Einstein a început să se gândească la cum ar putea fi inclusă [[Gravitație|gravitația]] în noul context al mecanicii relativiste. Reflecțiile sale l-au condus de la un simplu experiment imaginar, care implica un observator în cădere liberă la [[Principiul echivalenței|principiul de echivalență]] (legile fizicii pentru un observator în cădere liberă sunt cele ale relativității restrânse) și de acolo la o teorie în care gravitația este descrisă într-un limbaj [[Geometrie|geometric]] pur:<ref>Această evoluție este urmărită în capitolele 9-15 din Pais, 1982 și în Janssen, 2005; o analiză pe scurt poate fi găsită în Renn, 2005, p. 110</ref> de la explorarea unor consecințe ale principiului de echivalență cum ar fi influența gravitației și accelerației asupra propagării luminii, publicată în 1907<ref>Einstein, 1907, cf. Pais, 1982, capitolul 9</ref> până la principalele lucrări din anii 1911—1915, cu constatarea rolului geometriei diferențiale (cu ajutorul fostului său coleg de facultate [[Marcel Grossmann]]) și o lungă căutare, cu multe ocolișuri și porniri pe piste false, a ecuațiilor de câmp care leagă geometria cu conținutul de masă-energie al spațiu-timpului. În noiembrie 1915, aceste eforturi au culminat cu prezentarea de către Einstein la [[Academia Prusacă de Științe]] a [[Ecuațiile lui Einstein|ecuațiilor lui Einstein]], care descriu corect modul în care cantitatea de materie prezentă într-o regiune a spațiului fizic determină geometria spațiului și timpului.<ref>Einstein, 1915; cf. Pais, 1982, cap. 11–15</ref>

Încă din 1916, [[Karl Schwarzschild|Schwarzschild]] a găsit o soluție a ecuațiilor de câmp ale lui Einstein, soluție cunoscută astăzi după numele acestuia, descriind o stare extremă a materiei, cunoscută sub numele de [[gaură neagră]]. În același an au fost făcuți primii pași către generalizarea soluției acestor ecuații, prin extinderea lor la obiecte încărcate electric, rezultând [[soluția Reissner-Nordström]].<ref>Schwarzschild, 1916; Schwarzschild, 1916 și Reissner, (completat mai târziu în Nordström, 1918).</ref> În 1917, Einstein și-a aplicat teoria asupra [[univers]]ului în ansamblu. Totuși, în acord cu concepțiile unanim acceptate ale vremii, el a descris un univers static, pentru aceasta adăugând la ecuațiile originale un nou parametru, [[constanta cosmologică]].<ref>Einstein, 1917, cf. Pais, 1982, cap. 15e.</ref>
Când, în 1929, datorată lucrărilor lui [[Edwin Hubble|Hubble]] și ale altora, a devenit clar că universul se extinde (și astfel este mai bine descris de soluțiile cosmologice cu extindere găsite de [[Alexander Friedmann|Friedmann]] în 1922), [[Georges Lemaître|Lemaître]] a formulat prima versiune a modelelor [[big bang]].<ref>Articolul original al lui Hubble este Hubble, 1929; un rezumat se găsește în Singh, 2004, cap. 2-4.</ref>

De-a lungul acestei perioade, relativitatea generală a rămas oarecum o curiozitate printre teoriile fizicii. Au existat dovezi că era preferabilă în raport cu descrierea anterioară a gravitației, cea datorată lui Newton: Einstein însuși arătase în 1915 că precesia periheliului planetei [[Mercur (planetă)|Mercur]], inexplicabilă până la acea dată prin considerente de mecanică newtoniană, poate fi explicată prin noua sa teorie<ref>Pais, 1982, p. 253-254</ref> O expediție din 1919, condusă de [[Arthur Eddington|Eddington]], care avea scopul de a face măsurători de mare precizie asupra [[Paralaxă|paralaxei]] stelelor îndepărtate cu ocazia unei eclipse solare totale, a reușit să pună în evidență prin măsurători directe fenomenul curbării razelor luminoase, atunci când ele trec în vecinătatea Soarelui, în perfectă concordanță cu predicțiile relativității generale <ref>Kennefick, 2005 și Kennefick, 2007</ref> (aducându-i imediat lui Einstein o faimă mondială<ref>Pais, 1982, cap. 16</ref>). În ciuda acestor confirmări timpurii, teoria a devenit o componentă importantă și unanim acceptată din cadrul [[Fizică teoretică|fizicii teoretice]] și [[Astrofizică|astrofizicii]] abia în perioada dintre 1960 și 1975, cunoscută astăzi ca ''Epoca de aur a relativității generale'', devenind baza teoretică a existenței și descrierii găurilor negre, făcând posibilă și clarificarea deplină a aplicațiilor astrofizice ale acestora ([[quasar]]i)<ref>Israel, 1987, cap 7.8-7.10 și Thorne, 1993, cap 3-9</ref>. În același timp, măsurători din ce în ce mai precise efectuate asupra sistemului solar au confirmat puterea de predicție a teoriei, iar cosmologia relativistă a devenit verificabilă prin teste direct observabile.<ref>Overbye, 1999</ref>

== De la mecanica clasică la relativitatea generală ==

Relativitatea generală se înțelege cel mai bine prin analiza asemănărilor și deosebirilor față de [[Fizică clasică|fizica clasică]]. Primul pas îl constituie conștientizarea faptului că mecanica clasică și legea gravitației a lui Newton admit o descriere geometrică. Unificarea acestei descrieri cu legile relativității restrânse conduc pe cale euristică la construcția  teoriei relativității generalizate.<ref>Expunerea ce urmează este similară cu cea din {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=secțiunea 1}}.</ref>

=== Geometria gravitației newtoniene ===

La baza mecanicii clasice se află ideea că mișcarea unui corp poate fi descrisă ca o combinație de mișcare liberă (sau inerțială), și deviații de la această mișcare liberă.  Deviațiile sunt cauzate de forțe externe, care acționează asupra unui corp în conformitate cu  [[Ecuația fundamentală a mecanicii newtoniene|legea a doua a lui Newton]], care afirmă că [[forță rezultantă |forța rezultantă]] ce acționează asupra unui corp este egală cu [[Masă|masa]] (inerțială) a acelui corp înmulțită cu [[Accelerație lineară|accelerația]].<ref>Vezi, de exemplu, {{Harvnb|Arnold|1989|loc=chapter 1}}.</ref> Mișcările inerțiale posibile sunt legate de geometria [[spațiu]]lui și [[timp]]ului: în [[sistem de referință|sistemul de referință]] standard al mecanicii clasice, corpurile în mișcare liberă (în absența unei forțe aplicate) se mișcă rectiliniu și uniform (cu viteză constantă). În termeni moderni, se spune că [[Traiectorie|traiectoriile]] lor sunt [[Geodezică|geodezice]] ale spațiului tetraridimensional și [[cronotopie|cronotopic]], adică linii de univers drepte în [[spațiu-timp]].<ref>See {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=pp. 5f.}}.</ref>

[[Fișier:Elevator gravity.svg|thumb|right|250px|Minge care cade pe podea într-o rachetă accelerată (stânga), și pe [[Pământ]] (dreapta)]]
Analog, ar fi de așteptat ca mișcările inerțiale, odată identificate prin observarea mișcărilor efective ale corpurilor și cu acceptarea posibilității existenței forțelor externe (cum ar fi cele datorate [[electromagnetism]]ului sau [[frecare|frecării]]), pot fi utilizate pentru a defini atât geometria spațiului, cât și o coordonată temporală. Atunci însă când este prezentă și [[gravitația]], apar ambiguități.  Conform legilor gravitației din mecanica clasică, fapt verificat de experimente cum ar fi cel al lui [[Loránd Eötvös|Eötvös]] și al discipolilor săi ([[experimentul Eötvös]]), există o [[Universalitatea căderii libere|universalitate a căderii libere]] (cunoscut și ca ''principiul echivalenței slabe'', sau ''echivalența universală a masei inerțiale cu masa gravitațională pasivă''): traiectoria unui corp de test în cădere liberă, aflat într-un câmp gravitațional, depinde numai de poziția și viteza sa inițială, fiind independentă de oricare dintre proprietățile sale materiale.<ref>Vezi {{Harvnb|Will|1993|loc=secțiunea 2.4}} sau {{Harvnb|Will|2006|loc=secțiunea 2}}.</ref> O versiune simplificată a acesteia este inclusă în experimentul imaginar al lui Einstein cu liftul, ilustrat în figura din dreapta: pentru un observator aflat într-o cameră închisă, este imposibil de decis, doar prin observarea traiectoriilor corpurilor, cum ar fi o minge în cădere, dacă acea cameră (sistemul de referință al observatorului) se află în repaus într-un câmp gravitațional sau se mișcă accelerat în spațiul lipsit de câmp gravitațional (de exemplu: într-o rachetă accelerată).<ref>Cf. {{Harvnb|Wheeler|1990|loc=chapter 2}}; tratări ale unor experimente imaginare similare pot fi găsite în multe alte cărți despre teoria relativității generale.</ref>

Dată fiind universalitatea căderii libere, nu se poate face o distincție observabilă între mișcarea inerțială și mișcarea sub influența câmpului gravitațional. Aceasta sugerează posibilitatea definirii unei noi clase de mișcare inerțială, și anume cea a mișcării în cădere liberă sub influența gravitației. Această nouă clasă de mișcări posibile definește și ea, în termeni matematici, o geometrie a spațiului și timpului, care este o mișcare [[geodezică]] asociată cu o anume legătură ce depinde de [[gradient]]ul potențialului gravitațional. Spațiul, în această construcție, își păstrează structura [[Geometrie euclidiană|euclidiană]]. Totuși, ''spațiul-timp'', ca întreg, devine mai complicat. După cum se poate arăta cu un simplu [[Experiment mental|experiment imaginar]], urmând traiectoria în cădere liberă a diferitelor particule de test, rezultanta vectorilor spațiu-timp care pot reprezenta viteza unei particule (vectori temporali) variază cu traiectoria particulei; în termeni matematici, legătura newtoniană nu este integrabilă. De aici, se poate deduce că spațiul-timp este curbat. Rezultatul este o formulare geometrică a gravitației newtoniene doar pe baza conceptelor de [[covarianță]], adică o descriere validă în orice sistem de coordonate.<ref>Vezi {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=secțiunea 1.2}}, {{Harvnb|Havas|1964}}, și {{Harvnb|Künzle|1972}}. Experimentul imaginar în cauză a fost descris pentru prima oară în {{Harvnb|Heckmann|Schücking|1959}}.</ref> În această descriere geometrică, efectele mareice—accelerația relativă a corpurilor în cădere liberă—sunt legate de derivata legăturii, demonstrând că geometria modificată este cauzată de prezența masei.<ref>Vezi {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=pp. 10f.}}.</ref>

=== Generalizarea relativistă ===
Oricât de stranie ar părea gravitația geometrică newtoniană, baza ei, și anume mecanica clasică, este doar un caz limită de mecanică [[Teoria relativității restrânse|relativistă]].<ref>Introduceri în domeniu sunt, în ordinea nivelului necesar pentru înțelegere: {{Harvnb|Giulini|2005}}, {{Harvnb|Mermin|2005}}, și {{Harvnb|Rindler|1991}}; pentru descrierea unor experimente de precizie, cf. partea a IV-a din {{Harvnb|Ehlers|Lämmerzahl|2006}}.</ref> În limbajul simetriilor: unde nu poate fi neglijată gravitația, legile fizicii sunt [[Invarianță Lorentz|invariante Lorentz]] ca în relativitatea restrânsă, și nu [[Invarianță galileiană|invariante Galilei]] ca în mecanica clasică. (Simetria definitorie a relativității restrânse este [[grupul Poincaré]] care include atât translațiile cât și rotațiile.) Diferențele existente între cele două devin semnificative când avem de-a face cu viteze care se apropie de [[viteza luminii]] și cu fenomene care au loc la energii mari.<ref>O comparație aprofundată între cele două grupuri de simetrie poate fi găsită în {{Harvnb|Giulini|2006a}}.</ref>

[[Fișier:Light cone ro.svg|thumb|left|upright|[[Con de lumină]]]]
Cu simetria Lorentz, intră în joc și alte structuri. Ele sunt definite prin mulțimea [[Teoria relativității restrânse#Cauzalitatea și imposibilitatea depășirii vitezei luminii|conurilor de lumină]] (vezi imaginea din stânga). Conurile de lumină definesc o structură a [[Cauzalitate|cauzalității]]: pentru orice eveniment A, există o mulțime de evenimente care ar putea, în principiu, fie să influențeze, fie să fie influențate de A prin intermediul semnalelor sau interacțiunilor care nu pot să se propage cu viteză mai mare decât a luminii (cum ar fi evenimentul B din imagine), și o mulțime de evenimente pentru care o astfel de influență este imposibilă (cum ar fi evenimentul C din imagine). Aceste mulțimi sunt independente de observator.<ref>De exemplu {{Harvnb|Rindler|1991|loc=secțiunea 22}}; o tratare detaliată poate fi găsită în {{Harvnb|Synge|1972|loc=cap. 1 și 2}}.</ref> În conjuncție cu liniile de univers ale particulelor în mișcare liberă, conurile luminoase pot fi utilizate pentru a reconstrui metrica semiriemanniană a spațiu-timpului, cel puțin până la un factor scalar pozitiv. În termeni matematici, aceasta definește o [[Geometrie conformă|structură conformă]].<ref>De ex. {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 2.3.}}</ref>

Relativitatea restrânsă este definită în absența gravitației, astfel că, în aplicațiile practice, este un model potrivit pentru situațiile în care gravitația poate fi neglijată. Introducând și gravitația în ecuație, și presupunând universalitatea căderii libere (mișcările geodezice), se aplică un raționament analog celui din secțiunea anterioară: nu există [[sistem de referință inerțial]] preferat. În schimb, există sisteme inerțiale aproximative, care se mișcă împreună cu particulele aflate în mișcare pe geodezice. Tradus în termeni de spațiu-timp: liniile drepte temporale, care definesc un sistem inerțial fără gravitație, sunt deformate și devin linii curbe una față de alta, sugerând că includerea gravitației necesită o schimbare a geometriei spațiu-timpului.<ref>Cf. {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1.4.}} și {{Harvnb|Schutz|1985|loc=sec. 5.1}}.</ref>

A priori, nu este clar dacă noile sisteme de referință locale în mișcare geodezică coincid cu cele în care legile relativității restrânse rămân valabile—această teorie se bazează pe propagarea luminii, și deci pe [[electromagnetism]], care ar putea avea o altă mulțime de sisteme preferate. În ipotezele diferite cu privire la sistemele de referință din relativitatea restrânsă (cum ar fi că sunt legate solidar de Pământ sau de corpul în mișcare pe geodezică), se pot obține noi predicții privind deplasarea gravitațională spre roșu, adică modificarea frecvenței luminii pe măsură ce aceasta se propagă printr-un câmp gravitațional. Măsurătorile efective arată că sistemele în mișcare geodezică sunt cele în care lumina se propagă așa cum prevede teoria relativității restrânse.<ref>Vezi {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=p. 17ff.}}; ceva similar se poate găsi și în {{Harvnb|Mermin|2005|loc=ch. 12}}.</ref> Generalizarea acestei propoziții, și anume că legile relativității restrânse sunt valabile într-o bună aproximație în sistemele de referință nerotative aflate în mișcare geodezică (cădere liberă), este denumită [[principiul echivalenței|principiul de echivalență]] al lui Einstein, un principiu esențial pentru generalizarea fizicii relativiste restrânse cu includerea gravitației.<ref>Cf. {{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 1.13}}; pentru o prezentare elementară, vezi capitolul 2 din {{Harvnb|Wheeler|1990}}; sunt, însă, unele diferențe între versiunea modernă și conceptul original al lui Einstein, utilizat în elaborarea inițială a relativității generale, cf. {{Harvnb|Norton|1985}}.</ref>

Aceleași date experimentale arată că timpul măsurat de ceasurile aflate într-un câmp gravitațional—timpul propriu, cum este el denumit—nu respectă regulile relativității restrânse. În termenii geometriei spațiu-timpului, timpul nu este măsurat conform [[Metrică Minkowski|metricii Minkowski]]. Ca și în cazul newtonian, aceasta sugerează o geometrie mai generală. La nivel local, toate sistemele de referință în mișcare geodezică sunt echivalente, și cvasi–minkowskiene. În consecință, acum avem de-a face cu o generalizare a spațiului Minkowski. [[Tensorul metric (relativitatea generală)|Tensorul metric]] care definește geometria—în particular, felul în care se măsoară distanțele și unghiurile—nu este metrica Minkowski din teoria relativității restrânse, ci o generalizare a sa, despre care se știe că este o metrică semi- sau [[pseudoriemannian]]ă. Mai mult, toate metricile riemanniene sunt asociate în mod natural cu un anume tip de legătură, și anume cu [[legătura Levi-Civita]], și aceasta este, de fapt, legătura care satisface principiul de echivalență și face spațiul local să fie minkowskian (adică, în coordonate local inerțiale, metrica este minkowskiană, și primele sale derivate parțiale și coeficienții de legătură dispar).<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1.4.}}; alegerea unei alte legături cu [[Tensor de torsiune|torsor]] nenul conduce la o teorie modificată cunoscută sub numele de [[teoria Einstein-Cartan]].</ref>

=== Ecuațiile lui Einstein ===
După ce s-a formulat versiunea relativistă, geometrică a efectelor gravitaționale, mai rămâne problema cauzei(sursei) gravitației. În teoria newtoniană, sursa generatoare a câmpului gravitațional o reprezintă masa. În teoria relativității restrânse, masa se dovedește a fi o componentă a unei mărimi mai generale, denumită [[tensorul energie-impuls]], care include atât [[Densitate de energie|densitatea de energie]] cât și pe cea de [[impuls]], precum și [[tensiune (mecanică) |tensiunea mecanică]] ([[presiune]]a și forțele deformatoare).<ref>Cf. {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=p. 16}}; {{Harvnb|Kenyon|1990|loc=sec. 7.2}};  {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=sec. 2.8}}.</ref> Utilizând principiul de echivalență, acest tensor se poate generaliza la un spațiu-timp curbat. Pe baza analogiei cu gravitația newtoniană geometrică, se poate presupune că ecuația de câmp a gravitației leagă acest tensor de [[Curbura Ricci|tensorul Ricci]], care descrie o clasă particulară de efecte mareice: schimbarea volumului unui nor mic de particule de test aflate inițial în repaus, și apoi puse în mișcare geodezică (cădere liberă) în raport cu un sistem de referință inerțial. În relativitatea restrânsă, teoremele conservării energiei și a impulsului corespund afirmației că tensorul energie-impuls nu are [[divergență]]. Această formulă poate fi, și ea, generalizată la un [[spațiu-timp]] curbat prin înlocuirea derivatelor parțiale cu corespondentele lor din varietatea curbată, și anume derivatele covariante studiate în domeniul [[Geometrie diferențială|geometriei diferențiale]]. Utilizând noua condiție care impune ca divergența covariantă a tensorului energie-impuls să se anuleze, rezultă că membrul stâng al ecuației devine implicit egal cu zero. Astfel, se obține cel mai simplu set de ecuații ale câmpului gravitațional, numite ecuațiile (de câmp ale) lui Einstein:

:<math>R_{ab} - {\textstyle 1 \over 2}R\,g_{ab} = \kappa T_{ab}.\,</math>

În membrul stâng se află o combinație lineară de divergență zero, între [[Curbură Ricci|tensorul Ricci]] <math>\scriptstyle R_{ab}</math> și tensorul metric denumit [[tensorul Einstein]]. În particular,

:<math>R=R_{cd}g^{cd}\,</math>

este constanta curburii. Tensorul Ricci este și el legat de tensorul mai general de curbură Riemann deoarece:

:<math>\quad R_{ab}={R^d}_{adb}.\,</math>

În membrul drept, ''<math>\scriptstyle T_{ab}</math>'' este tensorul energie-impuls. Toți tensorii sunt scriși în notație abstractă.<ref>Vezi {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=pp. 19–22}}; pentru calcule similare, vezi secțiunile 1 și 2 din cap. 7 din {{Harvnb|Weinberg|1972}}. Tensorul Einstein este singurul tensor de divergență zero care este funcție de coeficienții metrici, cel mult de prima și a doua derivată a lor, și permite ca spațiu-timpul din relativitatea restrânsă să fie o soluție în absența surselor de câmp gravitațional, cf. {{Harvnb|Lovelock|1972}}. Tensorii din ambele părți ale ecuației sunt de rangul al doilea, adică pot fi amândoi gândiți ca matrice 4×4, fiecare cu zece termeni independenți; astfel, ecuația tensorială de mai sus conduce la un sistem de zece ecuații cuplate. Faptul că, drept consecință a relațiilor geometrice cunoscute ca [[identitățile Bianchi]], tensorul Einstein satisface încă patru egalități care reduc aceste zece ecuații la șase ecuații independente. {{Harvnb|Schutz|1985|loc=sec. 8.3}}.</ref> Punerea în corespondență a previziunilor teoriei cu rezultatele observate pentru [[Orbită (astronomie)|orbitele]] [[Planetă|planetelor]] (sau, echivalent, asigurarea că la limită, când gravitația este foarte slabă, și vitezele sunt foarte mici în comparație cu cea a luminii, teoria este echivalentă cu mecanica clasică), constanta de proporționalitate poate fi fixată la valoarea <math>\scriptstyle \kappa = 8 \pi \frac {G}{c^4}</math>, unde <math>\scriptstyle G </math> este [[constanta gravitațională]] iar <math>\scriptstyle c </math> este [[viteza luminii în vid]].<ref>E.g. {{Harvnb|Kenyon|1990|loc=sec. 7.4}}.</ref> Dacă nu este prezentă materia, astfel încât tensorul energie-impuls devine nul, se obțin ''ecuațiile Einstein în vid'',

:<math>R_{ab}=0.\,</math>

Există teorii alternative la relativitatea generală, teorii construite pe premise similare, și care includ reguli și/sau constrângeri suplimentare, conducând la alte ecuații de câmp. Astfel de exemple sunt [[teoria Brans-Dicke]], [[teleparalelism]]ul, și [[teoria Einstein-Cartan]].<ref>Cf. {{Harvnb|Brans|Dicke|1961}} și secțiunea 3 din cap. 7 din {{Harvnb|Weinberg|1972}}, {{Harvnb|Goenner|2004|loc=sec. 7.2}}, și respectiv {{Harvnb|Trautman|2006}}.</ref>

== Definiție și aplicații simple ==
Ecuația din secțiunea anterioară conține toată informația necesară pentru definirea relativității generale, pentru descrierea proprietăților sale de bază și pentru tratarea unei probleme de importanță crucială în fizică: felul cum ar putea fi folosită această teorie pentru construirea de modele.

=== Definiția și proprietățile de bază ===

Relativitatea generalizată este o teorie metrică a [[gravitație]]i. La baza sa stau [[ecuațiile lui Einstein]], care descriu relația dintre [[geometria]] unei [[Varietate (matematică)|varietăți]] tetradimensionale, semi-riemanniene, care reprezintă  [[spațiu-timp]]ul pe de o parte, și energia și impulsul conținute în acel spațiu-timp, pe de altă parte.<ref>Vezi, de exemplu {{Harvnb|Wald|1984|loc=ch. 4}}, {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=ch. 7}} sau orice alt manual de teoria relativității generalizate.</ref>  Fenomenele care, în [[Mecanică clasică|mecanica clasică]], sunt explicate prin acțiunea forței gravitaționale (cum ar fi [[cădere liberă|căderea liberă]], mișcarea pe [[Orbită (astronomie)|orbită]] și traiectoriile navelor spațiale), în relativitatea generală corespund mișcării inerțiale într-o geometrie curbă a spațiu-timpului pentru care nu există o forță gravitațională care să devieze obiectele de la traiectoria lor naturală, dreaptă. În schimb, gravitația corespunde schimbărilor proprietăților spațiului și timpului, care la rândul lor schimbă traiectoriile drepte, de lungime minimă, pe care obiectele le urmează în mod natural.<ref>Cel puțin aproximativ, cf. {{Harvnb|Poisson|2004}}.</ref> Curbura este, la rândul ei, cauzată de energia și impulsul materiei. Parafrazându-l pe fizicianul relativist [[John Archibald Wheeler]], spațiu-timpul îi spune materiei cum să se miște; materia îi spune spațiu-timpului cum să se curbeze.<ref>E.g. p. xi in {{Harvnb|Wheeler|1990}}.</ref>

În timp ce teoria relativității generale înlocuiește potențialul gravitațional [[scalar]] din fizica clasică cu un [[tensor]] simetric de rangul al doilea, tensorul se reduce la scalar în anumite cazuri-limită. Pentru câmpuri gravitaționale slabe și pentru viteze reduse în raport cu viteza luminii, predicțiile teoriei converg înspre cele ale [[Legile lui Newton|legii gravitației a lui Newton]].<ref>E.g. {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 4.4}}.</ref>

Întrucât este construită folosind [[tensor]]i, relativitatea generală prezintă [[covarianță generală]]: legile sale—și alte legi formulate în context relativistic general—iau aceeași formă în toate [[Sistem de coordonate|sistemele de coordonate]].<ref>De exemplu, în {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 4.1}}.</ref> Mai mult, teoria nu conține nicio structură geometrică de bază care să fie invariantă. Astfel, teoria satisface un principiu general al relativității mai restrictiv, anume cel ca [[legile fizicii]] să fie aceleași pentru toți observatorii (postulat de către Einstein în teoria relativității restrânse).<ref>Pentru dificultățile conceptuale și istorice de a defini un principiu general al relativității și de a-l separa de noțiunea de covarianță generală, vezi {{Harvnb|Giulini|2006b}}.</ref> Local, după cum se specifică în [[principiul de echivalență]], spațiu-timpul este [[Spațiu Minkowski|minkowskian]], iar legile fizicii prezintă [[invarianță Lorentz locală]].<ref>De exemplu, secțiunea 5 din cap. 12 din {{Harvnb|Weinberg|1972}}.</ref>

=== Construirea de modele ===

Conceptul de bază al construirii de modele general-relativiste este acela de [[Soluții ale ecuațiilor lui Einstein|soluție a ecuației lui Einstein]]. Date fiind ecuațiile lui Einstein și ecuațiile ce determină proprietățile materiei, o astfel de soluție constă dintr-o [[Varietate (matematică)|varietate]] semiriemanniană (de regulă definită prin metrica acesteia într-un anume sistem de coordonate), și din câmpuri de materie definite pe acea varietate. Materia și geometria trebuie să satisfacă ecuațiile lui Einstein, astfel ca, în particular, tensorul energie-impuls al materiei să aibă divergența zero. Materia trebuie, desigur, să satisfacă și ea ecuațiile suplimentare impuse asupra proprietăților ei. Pe scurt, o astfel de soluție este un model de univers care satisface legile relativității generale, eventual și alte legi care guvernează materia prezentă.<ref>Cf. capitolele introductive din {{Harvnb|Stephani|Kramer|MacCallum|Hoenselaers|2003}}.</ref>

Ecuațiile lui Einstein sunt [[ecuații cu derivate parțiale]] neliniare și, ca atare, sunt dificil de rezolvat.<ref>Ecuațiile lui Einstein prezentate într-un context mai larg al altor ecuații cu derivate parțiale cu o semnificație fizică este dată în {{Harvnb|Geroch|1996}}.</ref> Cu toate acestea, se cunosc mai multe soluții exacte, însă numai câteva dintre acestea sunt interpretabile din punct de vedere fizic.<ref>Pentru o listă de soluții și alte informații, cf. {{Harvnb|Stephani|Kramer|MacCallum|Hoenselaers|2003}} sau {{Harvnb|MacCallum|2006}}.</ref> Cele mai bine cunoscute soluții exacte, și în același timp cele mai interesante din punct de vedere fizic, sunt [[soluția Schwarzschild]], [[soluția Reissner-Nordström]] și [[metrica Kerr]], fiecare corespunzând unui anume tip de [[gaură neagră]] aflată într-un univers altfel gol,<ref>De ex. cap. 3, 5, și 6 din {{Harvnb|Chandrasekhar|1983}}.</ref> și universurile [[metrica Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker|Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]] și [[Universul de Sitter|de Sitter]], fiecare descriind un univers aflat în proces de expansiune.<ref>De ex. cap. 4 și secțiunea 3.3. din {{Harvnb|Narlikar|1993}}.</ref> Printre soluțiile exacte de interes teoretic se numără [[metrica Gödel|universul Gödel]] (care deschide posibilitatea călătoriei în timp printr-un continuum spațiu-timp curbat), [[soluția Taub-NUT]] (un model de univers care este [[Omogenitate (fizică)|omogen]], dar [[Izotropie|anizotrop]]), și [[spațiu Anti-de Sitter|spațiul Anti-de Sitter]] (care a devenit cunoscut în contextul a ceea ce se numește [[conjectura Maldacena]]).<ref>Descrieri scurte ale acestora și ale altor soluții interesante pot fi găsite în {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=ch. 5}}.</ref>

Dată fiind dificultatea de a găsi soluții exacte, ecuațiile de câmp ale lui Einstein sunt rezolvate adesea prin [[integrare numerică]] pe calculator, sau folosind teoria perturbațiilor soluțiilor ecuațiilor diferențiale neliniare aplicată la una din soluțiile exacte ale ecuației lui Einstein. În domeniul [[Relativitate numerică|relativității numerice]], se folosesc calculatoare puternice pentru a simula geometria spațiu-timpului și pentru a rezolva ecuațiile lui Einstein în situații interesante cum ar fi ciocnirea de [[Gaură neagră|găuri negre]].<ref>Pentru o prezentare generală, vezi {{Harvnb|Lehner|2002}} .</ref> În principiu, astfel de metode se pot aplica oricărui sistem, dacă ar fi disponibilă suficientă putere de calcul, și ar putea rezolva chestiuni fundamentale, cum ar fi singularitățile goale. Soluții aproximative pot fi găsite și prin teoriile perturbațiilor, cum ar fi [[gravitația liniarizată]]<ref>De exemplu {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 4.4}}.</ref> și generalizările sale, extinderea post-newtoniană, ambele dezvoltate de Einstein. Cea de-a doua furnizează o abordare sistematică a rezolvării pentru geometria unui spațiu-timp, ce conține o distribuție de materie ce se mișcă lent în comparație cu viteza luminii. Extinderea post-newtoniană implică o serie de termeni; primii reprezintă gravitația newtoniană, pe când ultimii termeni reprezintă corecții și mai mici ale teoriei lui Newton datorate relativității generale.<ref>{{Harvnb|Will|1993|loc=sec. 4.1 și 4.2}}.</ref> Extinderea aceasta, introduce o serie nouă de termeni în ecuație; primii reprezintă gravitația newtoniană, pe când ultimii reprezintă corecții fine ale teoriei lui Newton datorate relativității generale. [[Formalismul parametrizat postnewtonian]] este o generalizare a acestei extinderi, ceea ce permite efectuarea unor comparații cantitative între previziunile relativității generale și alte teorii alternative.<ref>Cf. secțiunea 3.2 din {{Harvnb|Will|2006}} ca și {{Harvnb|Will|1993|loc=ch. 4}}.</ref>

== Consecințe ale teoriei lui Einstein ==
Teoria relativității generale are mai multe consecințe fizice. Unele rezultă direct din axiomele teoriei, pe când altele au devenit clare doar de-a lungul zecilor de ani de cercetări care au urmat primei publicări a teoriei lui Einstein.

=== Dilatarea temporală gravitațională și deplasarea frecvenței ===
[[Fișier:Gravitational red-shifting.png|thumb|right|Reprezentare schematică a deplasării gravitaționale spre roșu a luminii care pleacă de la suprafața unui corp masiv]]
Presupunând că [[principiul de echivalență]] este valabil,<ref>Cf. {{Harvnb|Rindler|2001|loc=pp. 24–26 vs. pp. 236–237}} și {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=pp. 164–172}}. De fapt, Einstein a calculat aceste efecte folosind principiul de echivalență încă din 1907, cf. {{Harvnb|Einstein|1907}} și descrierea din {{Harvnb|Pais|1982|loc=pp. 196–198}}.</ref> gravitația influențează scurgerea timpului. Lumina trimisă în jos într-un [[puț gravitațional]] este deplasată spre albastru, pe când lumina trimisă în sens opus (adică cea care iese din puțul gravitațional) este deplasată spre roșu; împreună, aceste două efecte constituie deplasarea gravitațională a frecvenței. Mai general, procesele apropiate de un corp masiv se desfășoară cu viteză mai mică decât cele care se desfășoară mai departe de acesta; acest efect reprezintă dilatarea temporală gravitațională.<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=pp. 24–26}}; {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973 |loc=§ 38.5}}.</ref>

Deplasarea gravitațională spre roșu a fost măsurată în laborator<ref>[[experimentul Pound-Rebka]], vezi {{Harvnb|Pound|Rebka|1959}}, {{Harvnb|Pound|Rebka|1960}}; {{Harvnb|Pound|Snider|1964}}; o listă de alte experimente este în {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=tabelul 4.1 de la p. 186}}.</ref> și cu ajutorul observațiilor astronomice.<ref>De ex. {{Harvnb|Greenstein|Oke|Shipman|1971}}; cele mai recente și mai exacte măsurători efectuate asupra lui Sirius B au fost publicate în {{Harvnb|Barstow|Bond|Holberg|2005}}.</ref> Dilatarea temporală gravitațională ce are loc în câmpul gravitațional al Pământului a fost măsurată de multe ori cu ajutorul [[Ceas atomic|ceasurilor atomice]],<ref>Începând cu [[experimentul Hafele-Keating]], {{Harvnb|Hafele|Keating|1972a}} și {{Harvnb|Hafele|Keating|1972b}}, și culminând cu experimentul {{Ill-wd|Q5598059}}; generalități despre experimente în {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=table 4.1 on p. 186}}.</ref> în vreme ce validarea este furnizată ca efect secundar al funcționării sistemului [[Global Positioning System|GPS]].<ref>GPS este testat în permanență cu ceasuri atomice de la sol și de pe sateliții aflați pe orbite circumterestre; pentru o descriere a efectelor relativiste, vezi {{Harvnb|Ashby|2002}} și {{Harvnb|Ashby|2003}}.</ref> Testele efectuate în câmpuri gravitaționale mai puternice provin din observarea [[Pulsar binar|pulsarilor binari]].<ref>{{Harvnb|Stairs|2003}} și {{Harvnb|Kramer|2004}}.</ref> Toate rezultatele sunt în concordanță cu teoria relativității generale.<ref>Generalități în secțiunea 2.1. din Will 2006; Will 2003, pp. 32–36; {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=secțiunea 4.2}}.</ref> Totuși, aceste observații nu pot distinge între teoria relativității generale și alte teorii în care este considerat valid principiul de echivalență.<ref>Cf. {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=pp. 164–172}}.</ref>

=== Devierea luminii și întârzierea gravitațională ===

Relativitatea generală prezice curbarea traiectoriei luminii într-un câmp gravitațional; lumina care trece pe lângă un corp masiv este deviată către acel corp. Acest efect a fost confirmat prin observarea luminii stelelor sau a [[quasar]]ilor îndepărtați (prin măsurători asupra [[Paralaxă|paralaxei]]), lumină care este deviată atunci când trece pe lângă [[Soare]].<ref>Vezi {{Harvnb|Kennefick|2005}} pentru primele măsurători din expedițiile lui [[Arthur Eddington|Eddington]]; pentru generalități privind măsurătorile mai recente, vezi {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=chapter 4.3}}. Pentru cele mai precise observații directe moderne asupra quasarilor, cf. {{Harvnb|Shapiro|Davis|Lebach|Gregory|2004}}.</ref>

[[Fișier:Light deflection.png|thumb|left|200px|Devierea luminii (pornită dintr-un punct marcat cu albastru) lângă un corp compact (marcat cu gri)]]
Această predicție, și altele în legătură cu ea, rezultă din faptul că lumina urmează ceea ce se numește [[geodezică]] luminoasă, sau geodezică nulă—o generalizare a liniilor drepte de-a lungul cărora se deplasează lumina în fizica clasică. Astfel de geodezice sunt generalizarea [[Invariant (matematică)|invarianței]] [[Viteza luminii|vitezei luminii]] în [[teoria relativității restrânse]].<ref>Aceasta nu este o axiomă independentă; poate fi calculată pe baza ecuațiilor lui Einstein și a {{Ill-wd|Q6472692|3=lagrangianului}} Maxwell folosind o [[aproximare WKB]], cf. {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=secțiunea 5}}.</ref> Examinând modele corespunzătoare de spațiu-timp (fie [[soluția Schwarzschild]] exterioară sau, pentru mai multe mase, extinderea postnewtoniană),<ref>O scurtă descriere și o bibliografie selectivă în {{Harvnb|Blanchet|2006|loc=secțiunea 1.3}}.</ref> ies în evidență mai multe efecte ale gravitației asupra propagării luminii. Deși curbarea luminii poate fi obținută și prin extinderea conceptului de [[universalitate a căderii libere]] și asupra luminii,<ref>Vezi {{Harvnb|Rindler|2001|loc=secțiunea 1.16}}; pentru exemple istorice, {{Harvnb|Israel|1987|loc=p. 202–204.}}; chiar Einstein a publicat un astfel de raționament în {{Harvnb|Einstein|1907}}. Astfel de calcule presupun tacit că geometria spațiului este [[Spațiu euclidian|euclidiană]], cf. {{Harvnb|Ehlers|Rindler|1997}}.</ref> unghiul de deviere rezultat din calcule este doar jumătate din valoarea dată de relativitatea generală.<ref>Din punctul de vedere al teoriei lui Einstein, aceste raționamente iau în calcul efectul gravitației asupra timpului, dar nu și consecințele curbării spațiului, cf. {{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 11.11}}.</ref>

Întârzierea gravitațională (sau efectul Shapiro) este și ea strâns legată de devierea luminii. Acest fenomen constă în faptul că semnalele luminoase au nevoie de un timp mai îndelungat pentru a se propaga printr-un câmp gravitațional decât în absența acelui câmp. Această predicție a fost confirmată de numeroase teste.<ref>Pentru câmpul gravitațional al soarelui, folosind semnale radar reflectate de planete ca [[Venus (planetă)|Venus]] și [[Mercur (planetă)|Mercur]], cf. {{Harvnb|Shapiro|1964}}, și o introducere pedagogică în {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=cap. 8, sec. 7}}; pentru semnale retransmise activ de sonde spațiale, cf. {{Harvnb|Bertotti|Iess|Tortora|2003}}; pentru generalități, vezi {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=tabelul 4.4 de la p. 200}}; pentru măsurători mai recente cu semnale de la un [[pulsar]] care face parte dintr-un sistem binar, câmpul gravitațional ce cauzează întârzierea fiind cel al celuilalt pulsar, cf. {{Harvnb|Stairs|2003|loc=secțiunea 4.4}}.</ref> În formalismul postnewtonian parametrizat, măsurătorile devierii luminii și a întârzierii gravitaționale determină un parametru numit <math>\scriptstyle \gamma</math>, care codifică influența gravitației asupra geometriei spațiului.<ref>{{Harvnb|Will|1993|loc=sec. 7.1 and 7.2}}.</ref>

=== Unde gravitaționale ===
[[Fișier:Gravwav initial.gif|thumb|right|Inel de particule de test plutind în spațiu]]
[[Fișier:Gravwav.gif|thumb|right|150px|Inel de particule de test sub influența unei unde gravitaționale]]

Una din mai multele analogii între gravitația de câmp slab și [[electromagnetism]] este aceea că, similar [[Undă electromagnetică|undelor electromagnetice]], există [[Undă gravitațională|unde gravitaționale]]: perturbații ale metricii spațiu-timpului care se propagă cu [[viteza luminii]].<ref>Pentru generalități, vezi {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|loc=partea VIII}}. Pentru undele gravitaționale, contribuția dominantă nu este [[dipol]]ul, ci cuadripolul cf.  {{Harvnb|Schutz|2001}}.</ref> Ipoteza existenței undelor gravitaționale a apărut pentru prima oară într-o lucrare cu titlul ''Gravitationswellen'' (''Unde gravitaționale''), publicată de către Einstein în anul 1918. Cel mai simplu tip de astfel de undă poate fi exemplificată prin acțiunea sa asupra unui inel de particule care plutesc liber (imaginea din dreapta, sus). O undă [[sinusoidă|sinusoidală]] care se propagă printr-un astfel de inel distorsionează inelul într-o manieră caracteristică ritmică (imaginea animată din dreapta, jos).<ref>Majoritatea manualelor avansate de teoria relativității generale conțin o descriere a acestor proprietăți, de ex. {{Harvnb|Schutz|1985|loc=cap. 9}}.</ref> Întrucât ecuațiile lui Einstein sunt neliniare, undele gravitaționale arbitrar de puternice nu se supun superpoziției liniare, aspect ce  complică descrierea lor. Totuși, pentru câmpurile slabe, se poate face o [[aproximare liniară]]. Astfel de ''unde gravitaționale liniarizate'' oferă o descriere suficient de precisă a undelor slabe care sunt așteptate să apară pe Pământ provenind de la evenimente cosmice îndepărtate și care au ca rezultat creșterea și scăderea distanțelor relative cu <math> \scriptstyle 10^{-21}</math> sau mai puțin. Metodele de analiză a datelor folosesc faptul că aceste unde liniarizate pot fi [[Serie Fourier|dezvoltate în serie Fourier]].<ref>De exemplu {{Harvnb|Jaranowski|Królak|2005}}.</ref>

Unele soluții exacte descriu undele gravitaționale fără aproximări, de exemplu, un tren de undă care se deplasează prin vid<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=cap. 13}}.</ref> sau așa-numitele [[Univers Gowdy|universuri Gowdy]], varietăți de univers în expansiune, saturate cu unde gravitaționale.<ref>Vezi {{Harvnb|Gowdy|1971}}, {{Harvnb|Gowdy|1974}}.</ref> Dar pentru undele gravitaționale generate în situații cu relevanță astrofizică, cum ar fi fuziunea a două găuri negre, metodele numerice reprezintă singura modalitate de a construi modele potrivite.<ref>Vezi {{Harvnb|Lehner|2002}} pentru o scurtă introducere în metodele numerice folosite în fizica relativistă, și {{Harvnb|Seidel|1998}} pentru legătura cu astronomia undelor gravitaționale.</ref>

=== Efectele orbitale și relativitatea direcției ===
Relativitatea generală diferă de mecanica clasică prin mai multe predicții privind corpurile aflate pe orbite din jurul altor corpuri. Ea prezice o rotație generală ([[precesie]]) a orbitelor planetare, precum și degenerarea orbitelor, cauzată de emisia de unde gravitaționale și de efecte legate de relativitatea direcției.

==== Precesia apsidelor ====
[[Fișier:Relativistic precession.svg|thumb|right|orbita newtoniană (roșu) și cea einsteiniană (albastru) a unei planete în mișcare de revoluție în jurul unei stele]]
În relativitatea generală, [[apsidă|apsidele]] oricărei [[Orbită|orbite]] (punctul în care obiectul se apropie cel mai mult de [[centrul de masă]] al sistemului) suferă o [[precesie]]—orbita nu este o [[elipsă]], ci ceva asemănător cu o elipsă ce se rotește în jurul unui focar, având ca rezultat o curbă asemănătoare cu [[Coordonate polare#Roza polară|roza polară]]. Einstein a obținut pentru prima oară acest rezultat folosind o metrică aproximativă ce reprezintă limita newtoniană și tratând corpul în mișcare de revoluție ca pe o particulă test. Pentru el, faptul că teoria sa dădea o explicație directă a deplasării anormale a periheliului planetei [[Mercur (planetă)|Mercur]], deplasare descoperită de [[Urbain Le Verrier]] în 1859, a fost o dovadă importantă că în sfârșit identificase forma corectă a ecuațiilor câmpului gravitațional.<ref>Vezi {{Harvnb|Schutz|2003|loc=pp. 48–49}} și {{Harvnb|Pais|1982|loc=pp. 253–254}}.</ref>

Efectul poate fi calculat și pe baza [[Metrică Schwarzschild|metricii Schwarzschild]] exacte (care descrie spațiu-timpul din jurul unei mase sferice)<ref>Vezi {{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 11.9}}.</ref> sau [[formalismul postnewtonian]], mai general.<ref>Vezi {{Harvnb|Will|1993|loc=pp. 177–181}}.</ref> Din cauza influenței gravitației asupra geometriei spațiului și din cauza contribuției energiei proprii la gravitația unui corp (codificată în neliniaritatea ecuațiilor lui Einstein).<ref>În consecință, în [[formalismul parameterizat postnewtonian]], măsurarea acestui efect determină o combinație liniară a termenilor <math>\beta</math> și <math>\gamma</math>, cf. {{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 3.5}} și {{Harvnb|Will|1993|loc=sec. 7.3}}.</ref> Precesia relativistă a fost observată la toate planetele ce permit măsurători precise ale ei (Mercur, [[Venus (planetă)|Venus]] și [[Pământ]]),<ref>Cele mai precise măsurători sunt măsurătorile {{Ill-wd|Q1148351}} ale pozițiilor planetelor; vezi {{Harvnb|Will|1993|loc=capitolul 5}}, {{Harvnb|Will|2006|loc=secțiunea 3.5}}, {{Harvnb|Anderson|Campbell|Jurgens|Lau|1992}}; for an overview, {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=pp. 406–407}}.</ref> dar și în sistemele binare de pulsari, unde măsura ei este cu cinci [[Ordin de mărime|ordine de mărime]] mai mare.<ref>Vezi {{Harvnb|Kramer|Stairs|Manchester|McLaughlin|2006}}.</ref>

==== Degenerarea orbitelor ====
[[Fișier:Psr1913+16-weisberg en.png|thumb|right|Degenerare orbitei PSR1913+16: deplasarea temporală în secunde, de-a lungul a trei decenii.<ref>O figură ce include şi bare de eroare este figura 7, din secţiunea 5.1, din {{Harvnb|Will|2006}}.</ref>]]
Conform relativității generale, un sistem binar va emite [[Undă gravitațională|unde gravitaționale]], pierzând astfel [[energie]]. Din cauza acestei pierderi, distanța dintre cele două corpuri scade, ca și perioada de orbitație. În sistemul solar, sau pentru stelele duble, efectul este prea mic pentru a putea fi observat. Nu și pentru un pulsar binar, un sistem de două [[stea neutronică|stele neutronice]], din care una este [[pulsar]]: de la pulsar, observatorii de pe Pământ primesc o serie regulată de impulsuri radio ce pot servi ca ceas de precizie, ceea ce permite măsurători ale perioadei orbitale. Deoarece stelele neutronice sunt foarte masive, ele emit cantități semnificative de energie sub formă de radiație gravitațională.<ref>Vezi {{Harvnb|Stairs|2003}} și {{Harvnb|Schutz|2003|loc=pp. 317–321}}; o descriere accesibilă este disponibilă la {{Harvnb|Bartusiak|2000|loc=pp. 70–86}}.</ref>

Primele observații asupra scăderii perioadei orbitale cauzate de emisia de unde gravitaționale a fost realizată de [[Russell Alan Hulse|Hulse]] și [[Joseph Hooton Taylor Jr.|Taylor]], folosind pulsarul binar [[PSR1913+16]] pe care îl descoperiseră în 1974. Aceasta a fost prima dată când s-au detectat undele gravitaționale, deși indirect. Cei doi au primit în 1993 [[Premiul Nobel pentru Fizică]].<ref>Generalități se pot găsi în {{Harvnb|Weisberg|Taylor|2003}}; pentru descoperirea pulsarilor, vezi {{Harvnb|Hulse|Taylor|1975}}; pentru primele dovezi ale radiației gravitaționale, vezi {{Harvnb|Taylor|1994}}.</ref> De atunci, au fost descoperiți și alți pulsari binari, în particular pulsarul dublu {{Ill-wd|Q1387203}}, în care ambele stele sunt pulsari.<ref>Cf. {{Harvnb|Kramer|2004}}.</ref>

==== Precesia geodetică și gravitomagnetismul ====

Unele efecte relativiste sunt legate direct de relativitatea direcției.<ref>Vezi de exemplu {{Harvnb|Penrose|2004|loc=§14.5}}, {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|loc=sec. §11.4}}.</ref> Unul este [[Efectul geodetic|precesia geodetică]]: direcția axei unui  [[giroscop]] în cădere liberă în spațiu-timp curb se modifică atunci când este comparată, de exemplu, cu direcția luminii provenite de la stele îndepărtate—chiar dacă un astfel de giroscop are proprietatea de a-și conserva direcția axei de rotație.<ref>Vezi {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=sec. 9.6}}, {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=sec. 7.8}}.</ref> Pentru sistemul [[Lună]]-[[Pământ]], acest efect a fost măsurat cu ajutorul laserilor.<ref>Vezi {{Harvnb|Bertotti|Ciufolini|Bender|1987}} și o lucrare mai recentă, {{Harvnb|Nordtvedt|2003}}.</ref> Mai recent, a fost măsurat pentru mase de test aflate pe satelitul {{Ill-wd|Q836799}} la o precesie mai bună de 1&nbsp;procent.<ref>Vezi {{Harvnb|Kahn|2007}}.</ref>

În apropierea unei mase în rotație, apar așa-numitele [[Efect gravitomagnetic|efecte gravitomagnetice]]. Un observator aflat la distanță va observa că obiectele mai apropiate de masă sunt antrenate în mișcarea de rotație. Acest efect este mai pronunțat la [[soluția Kerr|găurile negre în rotație]] unde, pentru orice obiect care intră într-o zonă denumită [[ergosferă]], antrenarea în rotație este inevitabilă.<ref>De exemplu, {{Harvnb|Townsend|1997|loc=sec. 4.2.1}}, {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=pp. 469–471.}}</ref> Astfel de efecte pot fi și ele analizate prin influența orientării giroscoapelor în cădere liberă.<ref>De ex. {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=sec. 4.7}}, {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=sec. 9.7}}; o lucrare mai recentă este {{Harvnb|Schäfer|2004}}.</ref> Alte analize oarecum controversate au fost efectuate cu ajutorul sateliților {{Ill-wd|Q1797842}}, care confirmă previziunile relativiste.<ref>De exeplu, {{Harvnb|Ciufolini|Pavlis|2004}}, {{Harvnb|Ciufolini|Pavlis|Peron|2006}}, {{Harvnb|Iorio|2009}}.</ref> O măsurare de mare precizie a fost scopul principal al misiunii {{Ill-wd|Q836799}}, ale cărui rezultate au fost publicate în septembrie 2008.<ref>O descriere a misiunii în {{Harvnb|Everitt|Buchman|DeBra|Keiser|2001}}; prima evaluare după zbor în {{Harvnb|Everitt||Parkinson|Kahn|2007}}; alte acutalizări, pe site-ul misiunii {{Harvnb|Kahn|1996–2008}}.</ref>

== Aplicații în astrofizică ==
=== Lentile gravitaționale ===
[[Fișier:Einstein cross.jpg|thumb|right|250px|[[Crucea Einstein]]: patru imagini ale aceluiași obiect astronomic, produse de o [[lentilă gravitațională]]]]
Devierea luminii de către câmpurile gravitaționale este răspunzătoare pentru o nouă clasă de fenomene astronomice. Dacă un obiect masiv se situează între astronom și un alt obiect aflat la distanță, astronomul va vedea imaginea distorsionată a obiectului din depărtare sau chiar mai multe imagini. Aceste efecte se numesc „lentile gravitaționale”.<ref>Generalități despre lentilele gravitaționale și aplicațiile lor, în {{Harvnb|Ehlers|Falco|Schneider|1992}} și {{Harvnb|Wambsganss|1998}}.</ref> În funcție de configurație, scară, și distribuție de masă, pot apărea două sau mai multe imagini, un inel luminos, denumit [[inel Einstein]], sau inele parțiale, denumite ''arce''.<ref>Pentru un calcul simplu, vezi {{Harvnb|Schutz|2003|loc=cap. 23}}; cf. {{Harvnb|Narayan|Bartelmann|1997|loc=sec. 3}}.</ref>
Primul exemplu a fost descoperit în 1979;<ref>Vezi {{Harvnb|Walsh|Carswell|Weymann|1979}}.</ref> de atunci, au fost observate peste o sută de lentile gravitaționale.<ref>Imagini ale tuturor acestor lentile pot fi găsite în paginile proiectului CASTLES, {{Harvnb|Kochanek|Falco|Impey|Lehar|2007}}.</ref> Chiar dacă imaginile multiple sunt prea apropiate pentru a fi distinse, efectul tot poate fi măsurat, de exemplu, ca o intensificare a strălucirii obiectului observat; s-au observat mai multe astfel de evenimente.<ref>{{Harvnb|Roulet|Mollerach|1997}}.</ref>

Lentilele gravitaționale au dus la crearea unei întregi ramuri a astronomiei observaționale, utilizată pentru a detecta prezența și distribuția [[Materie întunecată|materiei întunecate]], drept „telescop natural” pentru observarea galaxiilor îndepărtate, și pentru a obține o estimare independentă a [[Constanta lui Hubble|constantei lui Hubble]]. Evaluări statistice ale datelor obținute cu ajutorul lentilelor gravitaționale furnizează informații valoroase despre evoluția structurală a [[galaxie|galaxiilor]].<ref>Vezi {{Harvnb|Narayan|Bartelmann|1997|loc=sec. 3.7}}.</ref>

=== Astronomia undelor gravitaționale ===
[[Fișier:LISA.jpg|thumb|180px|Desen imaginar al detectorului de unde gravitaționale [[LISA (astronomie)|LISA]]]]
Observarea pulsarilor binari furnizează dovezi indirecte pentru existența undelor gravitaționale. Totuși, undele gravitaționale care ajung pe Pământ din regiunile îndepărtate ale cosmosului nu au putut fi detectate direct, acesta fiind în prezent unul dintre scopurile principale ale cercetărilor legate de relativitatea generală.<ref>{{Harvnb|Barish|2005}}; {{Harvnb|Bartusiak|2000}};  {{Harvnb|Blair|McNamara|1997}}.</ref> Pe plan mondial, funcționează câteva detectoare terestre de unde gravitaționale, cele mai cunoscute fiind detectoarele [[Interferometrie|interferometrice]] {{Ill-wd|Q697906}}, [[LIGO]] (trei detectoare), {{Ill-wd|Q1577196}} și [[Virgo (interferometru)|VIRGO]].<ref>{{Harvnb|Hough|Rowan|2000}}.</ref> Un detector spațial euro-american, [[LISA (astronomie)|LISA]], este în dezvoltare,<ref>Vezi {{Harvnb|Danzmann|Rüdiger|2003}}.</ref> precursoarea ei fiind misiunea ([[LISA Pathfinder]]), aceasta urma a fi lansată la sfârșitul lui 2009.<ref>See {{Harvnb|Landgraf|Hechler|Kemble|2005}}.</ref>

Observarea undelor gravitaționale promite să completeze observațiile din [[Undă electromagnetică|spectrul electromagnetic]].<ref>Cf. {{Harvnb|Thorne|1995}}.</ref> Se așteaptă obținerea de informații despre găurile negre și despre alte obiecte dense, cum ar fi [[Stea neutronică|stelele neutronice]] și [[Pitică albă|piticele albe]], despre unele feluri de implozii [[supernova]], și despre procesele ce se desfășurau la începutul genezei universului, inclusiv urmele unor ipotetice [[Coardă cosmică|corzi cosmice]].<ref>Cf. {{Harvnb|Cutler|Thorne|2002}}.</ref>

=== Găurile negre și alte obiecte compacte ===
{{Articol principal|Gaură neagră}}
Când un obiect devine suficient de dens, relativitatea generală prezice formarea unei [[Gaură neagră|găuri negre]], o regiune din spațiu din care nimic, nici măcar lumina, nu mai poate emerge (ieși). În modelele acceptate ale evoluției stelare, [[Stea neutronică|stelele neutronice]] cu aproximativ {{formatnum:1.4}} mase solare și așa-numitele găuri negre stelare, cu o masă de câteva până la câteva zeci de mase solare, sunt considerate etapa finală de evoluție a stelelor masive.<ref>Vezi {{Harvnb|Miller|2002|loc=cursurile 19 și 21}}.</ref> Găuri negre supermasive, cu o masă de ordinul milioanelor până la ordinul miliardelor de mase solare, sunt considerate a fi în centrul fiecărei galaxii,<ref>De exemplu {{Harvnb|Celotti|Miller|Sciama|1999|loc=sec. 3}}.</ref> iar prezența lor a jucat un rol important în formarea galaxiilor și structurilor cosmice mai mari.<ref>Cf. {{Harvnb|Springel|White|Jenkins|Frenk|2005}} and the accompanying summary {{Harvnb|Gnedin|2005}}.</ref>

[[Fișier:Star collapse to black hole.png|thumb|left|250px|Simulare pe baza ecuațiilor teoriei relativității generale: o stea care se prăbușește, formând o gaură neagră și emițând unde gravitaționale]]
Astronomic, cea mai importantă proprietate a obiectelor dense este aceea că furnizează un mecanism deosebit de eficient de conversie a energiei gravitaționale în energie electromagnetică.<ref>Cf. {{Harvnb|Blandford|1987|loc=secțiunea 8.2.4}}</ref> [[Acreție (astronomie)|Acreția]], căderea de [[praf]] sau materie gazoasă într-o gaură neagră stelară sau supermasivă, este considerată a fi răspunzătoare pentru câteva obiecte de o luminozitate spectaculoasă, în special câteva feluri de nuclee galactice active și de obiecte de dimensiunea stelelor, cum ar fi [[Microquasar]]ii.<ref>Pentru mecanismul de bază, vezi {{Harvnb|Carroll|Ostlie|1996|loc=sec. 17.2}}; pentru mai multe date privind diferitele tipuri de obiecte astronomice asociate cu acestea, cf. {{Harvnb|Robson|1996}}.</ref> În particular, acreția poate conduce la jeturi relativiste, raze de particule cu energii mari, constituite din particule emise în spațiu la viteze apropiate de [[viteza luminii|cea a luminii]].<ref>Vezi {{Harvnb|Begelman|Blandford|Rees|1984}}. Pentru un observator aflat la distanță, unele din aceste jeturi par să se miște cu viteză mai mare decât a luminii; aceasta, însă, se poate explica doar ca iluzie optică și nu este un fenomen care să încalce principiile relativității, vezi {{Harvnb|Rees|1966}}.</ref>
Relativitatea generală joacă un rol central în modelarea tuturor acestor fenomene,<ref>Pentru stările finale stelare, cf. {{Harvnb|Oppenheimer|Snyder|1939}} sau, pentru calcule numerice recente, {{Harvnb|Font|2003|loc=sec. 4.1}}; pentru supernove mai rămân încă de rezolvat câteva probleme majore, cf. {{Harvnb|Buras|Rampp|Janka|Kifonidis|2003}}; pentru simularea acreției și formarea de jeturi, cf. {{Harvnb|Font|2003|loc=sec. 4.2}}. De asemenea, efectele de lentilă gravitațională joacă un rol în semnalele primite de la pulsarii de raze X, cf. {{Harvnb|Kraus|1998}}.</ref> și observațiile furnizează dovezi clare pentru existența găurilor negre, cu proprietățile prezise de teorie.<ref>Printre aceste dovezi se numără limitele de densitate de la observarea fenomenelor declanșate de acreție (''[[luminozitatea Eddington]]''), vezi {{Harvnb|Celotti|Miller|Sciama|1999}}, observații ale dinamicii stelare din centrul galaxiei [[Calea Lactee]], cf. {{Harvnb|Schödel|Ott|Genzel|Eckart|2003}}, și indicația că cel puțin câteva dintre obiectele în chestiune par a nu avea o suprafață solidă, ceea ce se poate deduce din examinarea exploziilor de raze X, pentru care obiectul dens central este fie o [[stea neutronică]], fie o [[gaură neagră]]; cf.  {{Harvnb|Remillard|Lin|Cooper|Narayan|2006}} pentru generalități, {{Harvnb|Narayan|2006|loc=sec. 5}}.  La ora actuală, încă se caută „umbra”  orizontului găurii negre centrale a galaxiei [[Calea Lactee]]'' , cf. {{Harvnb|Falcke|Melia|Agol|2000}}.</ref>

Sistemele binare de două găuri negre în coliziune ar trebui să genereze unele dintre cele mai puternice semnale de unde gravitaționale, care ar putea ajunge la detectoarele de pe Pământ, iar faza chiar de dinainte de unirea lor poate fi utilizată ca standard pentru a deduce distanța până la evenimentele de unire și ar putea astfel servi drept metodă de explorare a expansiunii cosmice la mari distanțe.<ref>Cf. {{Harvnb|Dalal|Holz|Hughes|Jain|2006}}.</ref> Undele gravitaționale produse de o gaură neagră stelară ce se prăbușește într-o supermasivă ar trebui să dea informații directe despre geometria găurilor negre supermasive.<ref>E.g. {{Harvnb|Barack|Cutler|2004}}.</ref>

=== Cosmologia ===
Modelele cosmologice de la începutul secolului al XXI-lea sunt bazate pe ecuațiile lui Einstein, inclusiv pe [[constanta cosmologică]] <math>\scriptstyle \Lambda</math>, care are o importantă influență asupra dinamicii globale a cosmosului,
:<math> R_{ab} - {\textstyle 1 \over 2}R\,g_{ab} + \Lambda\ g_{ab} = \kappa\, T_{ab} </math>
unde ''<math>\scriptstyle g_{ab} </math>'' este metrica spațiu-timpului.<ref>Originalul în {{Harvnb|Einstein|1917}}; cf. descrierea din {{Harvnb|Pais|1982|loc=pp. 285–288}}.</ref> Soluțiile omogene și izotrope ale acestor ecuații, [[soluțiile Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]],<ref>Vezi {{Harvnb|Carroll|2001|loc=cap. 2}}.</ref> le permit fizicienilor să modeleze evoluția universului de-a lungul ultimilor 14&nbsp;miliarde&nbsp;de ani încă din primele faze ale [[Big Bang]]ului.<ref>Vezi {{Harvnb|Bergström|Goobar|2003|loc=cap. 9–11}}; utilizarea acestor metode este justificată de faptul că, la scara a aproximativ o sută de milioane de ani-lumină sau mai mult, universul pare a fi izotrop și omogen, cf. {{Harvnb|Peebles|Schramm|Turner|Kron|1991}}.</ref> Odată ce se fixează prin observații astronomice un număr mic de parametri (de exemplu densitatea medie de materie din univers),<ref>De exemplu, cu date [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]], vezi {{Harvnb|Spergel|Verde|Peiris|Komatsu|2003}}.</ref> se pot folosi și alte date pentru testarea modelelor.<ref>Aceste teste implică observații separate detaliate mai jos, vezi, de exemplu, fig. 2 din {{Harvnb|Bridle|Lahav|Ostriker|Steinhardt|2003}}.</ref> Printre predicții, toate confirmate, se numără presupunerea existenței unei abundențe inițiale de elemente chimice formate într-o perioadă de [[nucleosinteză primordială]],<ref>Vezi {{Harvnb|Peebles|1966}}; pentru o descriere recentă a predicțiilor, vezi {{Harvnb|Coc|Vangioni-Flam|Descouvemont|Adahchour|2004}}; o descriere accesibilă se poate găsi în {{Harvnb|Weiss|2006}}; spre comparație, observații în {{Harvnb|Olive|Skillman|2004}}, {{Harvnb|Bania|Rood|Balser|2002}}, {{Harvnb|O'Meara|Tytler|Kirkman|Suzuki|2001}}, și {{Harvnb|Charbonnel|Primas|2005}}.</ref> structura la scară mare a universului,<ref>{{Harvnb|Lahav|Suto|2004}} și {{Harvnb|Bertschinger|1998}}; pentru detalii mai recente, vezi {{Harvnb|Springel|White|Jenkins|Frenk|2005}}.</ref> și existența respectiv proprietățile unui „ecou [[Radiație termică|termic]]” al cosmosului tânăr, și anume [[radiația cosmică de fond]].<ref>Cf. {{Harvnb|Alpher|Herman|1948}} și, pentru o introducere pedagogică, vezi {{Harvnb|Bergström|Goobar|2003|loc=cap. 11}}; pentru detecția inițială, vezi {{Harvnb|Penzias|Wilson|1965}} și, pentru măsurători de precizie realizate cu ajutorul sateliților, {{Harvnb|Mather|Cheng|Cottingham|Eplee|1994}} ([[COBE]]) și {{Harvnb|Bennett|Halpern|Hinshaw|Jarosik|2003}} ([[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]). Alte măsurători pot aduce dovezi și în privința undelor gravitaționale de la începutul universului. Aceste informații adiționale sunt conținute în [[polarizare]]a radiației cosmice de fond, cf. {{Harvnb|Kamionkowski|Kosowsky|Stebbins|1997}} și {{Harvnb|Seljak|Zaldarriaga|1997}}.</ref>

[[Fișier:WMAP 2008.png|thumb|left|300px|Imagine a fondului cosmic de microunde emise la cel mult câteva sute de mii de ani după big bang, detectate de telescopul-satelit [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]. Spectrul corespunde unei radiații termice de corp negru la temperatura de emisie de 2.725 [[kelvin|K]] cu un maxim de emisie la frecvența de 160.2 [[Hertz|GHz]].]]

Observațiile astronomice asupra vitezei de expansiune cosmologice permit estimarea cantității totale de materie din univers, deși natura acestei materii rămâne parțial acoperită de mister. Aproximativ 90% din toată materia pare a fi așa-numita [[materie întunecată]], care are masă (sau, echivalent, influență gravitațională), dar nu interacționează electromagnetic și, deci, nu poate fi observată direct.<ref>Dovezi în acest sens provin din determinarea parametrilor cosmologici și din alte observații ce implică dinamica galaxiilor și grupurilor de galaxii cf. capitolul 18 din {{Harvnb|Peebles|1993}}, dovezi provenite din lentilele gravitaționale, cf. {{Harvnb|Peacock|1999|loc=sec. 4.6}}, și simulări ale formărilor de structuri la scară mare, vezi {{Harvnb|Springel|White|Jenkins|Frenk|2005}}.</ref> Nu există nicio descriere general acceptată pentru acest tip de materie, în cadrul [[Fizica particulelor|fizicii particulelor]]<ref>Vezi {{Harvnb|Peacock|1999|loc=ch. 12}}, și {{Harvnb|Peskin|2007}}; în particular, observațiile indică faptul că doar o parte neglijabilă din acea materie este sub formă de particule elementare („materie ne[[barion]]ică”), cf. {{Harvnb|Peacock|1999|loc=ch. 12}}.</ref> sau altfel.<ref>Unii fizicieni s-au întrebat dacă dovezile în sprijinul existenței materiei întunecate nu sunt, de fapt, dovezi ale unor devieri de la descrierea einsteiniană sau newtoniană a gravitației cf. generalități în {{Harvnb|Mannheim|2006|loc=sec. 9}}.</ref> Studii asupra deplasării spre roșu a supernovelor îndepărtate și măsurătorile asupra radiației cosmice de fond arată și că evoluția universului este profund influențată de o [[Constanta cosmologică|constantă cosmologică]], ce are ca rezultat accelerarea expansiunii cosmice sau, echivalent, de o formă de energie cu o ecuație neobișnuită a stării, energie numită ''[[energie întunecată]]'', a cărei natură încă este neclară.<ref>Vezi {{Harvnb|Carroll|2001}}; o prezentare accesibilă este dată în {{Harvnb|Caldwell|2004}}. Și aici, unii oameni de știință au susținut că dovezile nu indică o nouă formă de energie, ci necesitatea de a modifica modelele cosmologice existente, cf. {{Harvnb|Mannheim|2006|loc=sec. 10}}; modificările acestea nu trebuie să fie schimbări ale teoriei relativității generale, ci ar putea fi, de exemplu, modificări în modul în care sunt tratate neomogenitățile din univers, cf. {{Harvnb|Buchert|2007}}.</ref>

În 1980, a apărut ipoteza unei așa-numite faze inflaționare („de umflare”),<ref>O introducere este {{Harvnb|Linde|1990}}; alte studii recente: {{Harvnb|Linde|2005}}.</ref> o fază adițională de expansiune cosmică puternic accelerată de aproximativ <math>10^{-33}</math> secunde. Ea ar putea soluționa unele neclarități rezultate din observații, ce nu pot fi explicate de modelele cosmologice clasice, cum ar fi omogenitatea cvasiperfectă a radiației cosmice de fond.<ref>Mai precis, acestea sunt [[problema platitudinii]], [[problema orizontului]] și [[problema monopolului]]; o introducere pedagogică poate fi găsită în {{Harvnb|Narlikar|1993|loc=sec. 6.4}}, vezi și {{Harvnb|Börner|1993|loc=sec. 9.1}}.</ref> Măsurătorile recente asupra radiației cosmice de fond au avut ca rezultat primele dovezi în sensul acestui scenariu.<ref>Vezi {{Harvnb|Spergel|Bean|Doré|Nolta|2007|loc=sec. 5 & 6}}.</ref> Totuși, există o largă varietate de scenarii posibile, care nu pot să nu fie contrazise de rezultatele observațiilor.<ref>Mai concret, funcția [[potențial]], care este crucială în determinarea dinamicii inflației, este doar postulată, și nu calculată pe baza unei teorii fizice.</ref> O chestiune și mai dificilă este fizica universului dinainte de faza inflaționară, în perioada imediat următoare celei în care modelele clasice plasează [[Singularitate gravitațională|singularitatea]] Big Bangului. Un răspuns complet ar necesita o teorie completă a [[Gravitație cuantică|gravitației cuantice]], teorie care nu a fost încă dezvoltată.<ref>Vezi {{Harvnb|Brandenberger|2007|loc=sec. 2}}.</ref>

== Concepte avansate ==
=== Cauzalitatea și geometria globală ===
[[Fișier:Penrose.svg|right|thumb|250px|Diagramă Penrose a unui univers [[Hermann Minkowski|minkowskian]] infinit]]
În relativitatea generală, niciun corp material nu poate ajunge din urmă sau depăși un impuls luminos. Astfel, un eveniment A nu poate influența niciun alt loc X mai înainte ca lumina (acțiunea) trimisă de la A să ajungă în locul X. În consecință, explorarea liniilor de univers ale luminii poate da informații importante despre structura cauzalității spațiu-timpului. Această structură poate fi analizată cu ajutorul [[Diagramă Penrose|diagramelor Penrose-Carter]], în care regiuni infinit de mari de spațiu și intervalele infinite de timp sunt reduse la un domeniu bidimensional finit și mărginit al unui grafic spațiu-timp, în vreme ce lumina se deplasează pe diagonale ca în diagramele spațiu-timp din mecanica clasică.<ref>Vezi {{Harvnb|Frauendiener|2004}}, {{Harvnb|Wald|1984|loc=secțiunea 11.1}}, și {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=secțiunile 6.8 și 6.9}}</ref>

Conștienți de importanța structurilor cauzalității, [[Roger Penrose]] și alții au dezvoltat ceea ce se numește [[geometria globală]]. În geometria globală, obiectul de studiu nu este o anume soluție (sau o anume familie de soluții) a ecuațiilor lui Einstein. În schimb, pentru a obține rezultate generale, se folosește de relații valabile pentru toate geodezicele, cum ar fi [[ecuația Raychaudhuri]], și alte presupuneri nespecifice privind natura [[materie]]i (de regulă de forma așa-numitelor [[condiții de energie]]).<ref>De exemplu, {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 9.2–9.4}} și {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=cap. 6.}}</ref>

=== Orizonturi ===
Folosind geometria globală, se poate arăta că unele spațiu-timpuri conțin niște limite denumite [[orizontul evenimentelor|orizonturi]], care separă o regiune de restul [[spațiu-timp]]ului. Cele mai cunoscute exemple sunt [[Gaură neagră|găurile negre]]: dacă masa obiectului cosmic este concentrată într-o regiune suficient de restrânsă din spațiu (după cum se specifică în conjectura inelului, scara de lungime relevantă este [[raza Schwarzschild]]<ref>Vezi {{Harvnb|Thorne|1972}}; pentru o prezentare a unor studii numerice recente, vezi {{Harvnb|Berger|2002|loc=sec. 2.1}}.</ref>), lumina din interiorul regiunii de materie densă nu poate părăsi regiunea. Potrivit  postulatului al doilea din [[teoria relativității restrânse]], nici un obiect nu poate depăși viteza luminii, prin urmare,  materia aflată în interior nu poate ieși nici ea. Trecerea din exterior spre interior este posibilă, ceea ce arată că limita, ''orizontul'' găurii negre, nu este o barieră fizică impenetrabilă.<ref>Pentru o prezentare a evoluției acestui concept, vezi {{Harvnb|Israel|1987}}. O descriere matematică mai exactă face distincția între mai multe tipuri de orizonturi, și anume între [[Orizontul evenimentelor|orizonturile de evenimente]] și [[orizonturile aparente]] cf. {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=pp. 312–320}} sau {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 12.2}}; există și alte definiții intuitive pentru sisteme izolate care nu necesită cunoașterea proprietăților spațiu-timpului la infinit, cf. {{Harvnb|Ashtekar|Krishnan|2004}}.</ref>

[[Fișier:Ergosphere of a rotating black hole.svg|thumb|left|250px|[[Ergosferă|Ergosfera]] unei găuri negre în rotație, care joacă un rol important în privința extragerii de energie dintr-o gaură neagră]]
Primele studii asupra găurilor negre se bazau pe soluțiile explicite ale ecuațiilor lui Einstein, și anume pe [[soluția Schwarzschild]], sferic-simetrică (utilizată pentru a descrie o gaură neagră statică) și [[soluția Kerr]] cu simetrie axială (folosită pentru a descrie o gaură neagră staționară și în rotație, și introducând anumite concepte specifice, cum ar fi [[Ergosferă|ergosfera]]). Cu ajutorul geometriei globale, studiile ulterioare au arătat proprietăți mai generale ale găurilor negre. În ansamblu, ele sunt obiecte cosmice relativ simple, caracterizate prin unsprezece parametri, reprezentând [[energia]], [[impuls]]ul, [[momentul cinetic]], poziția în timp și [[Sarcină electrică|sarcina electrică]]. Aceasta este arătată de teorema unicității găurilor negre: nu există atribute distinctive diferite de la o gaură neagră la alta. Indiferent de complexitatea unui obiect care se transformă într-o gaură neagră, obiectul rezultat (după ce a emis [[unde gravitaționale]]) dobândește o structură foarte simplă.<ref>Pentru primii pași în studiul fenomenului, cf. {{Harvnb|Israel|1971}}; vezi {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=sec. 9.3}} sau {{Harvnb|Heusler|1996|loc=cap. 9 și 10}} pentru un calcul, și {{Harvnb|Heusler|1998}} și {{Harvnb|Beig|Chruściel|2006}} ca prezentări generale ale unor rezultate mai recente.</ref>

Există un ansamblu general de legi, care alcătuiesc o ramură numită [[mecanica găurilor negre]], analog [[Legile termodinamicii|legilor termodinamicii]]. De exemplu, conform legii a doua a mecanicii găurilor negre, suprafața unui orizont de evenimente al unei găuri negre nu se va reduce niciodată în timp, analog [[entropie]]i unui sistem termodinamic. Aceasta limitează energia ce poate fi extrasă prin metode clasice dintr-o gaură neagră în rotație (de exemplu printr-un [[proces Penrose]]).<ref>Legile mecanicii găurilor negre au fost pentru prima oară descrise în {{Harvnb|Bardeen|Carter|Hawking|1973}}; o expunere mai pedagogică se poate găsi în {{Harvnb|Carter|1979}}; pentru o prezentare de date mai recente, vezi capitolul 2 din {{Harvnb|Wald|2001}}. O introducere completă, și o introducere în aparatul matematic specific domeniului {{Harvnb|Poisson|2004}}. Pentru procesul Penrose, vezi {{Harvnb|Penrose|1969}}.</ref> Există dovezi puternice că legile mecanicii găurilor negre sunt, de fapt, cazuri particulare ale legilor termodinamicii, și că suprafața orizontului de evenimente al unei găuri negre este proporțională cu entropia acesteia.<ref>Vezi {{Harvnb|Bekenstein|1973}}, {{Harvnb|Bekenstein|1974}}.</ref> Această teorie conduce la o modificare a legilor inițiale ale mecanicii găurilor negre: de exemplu, după cum a doua lege a mecanicii găurilor negre devine parte a celei de-a doua legi a termodinamicii, este posibil ca suprafața unei găuri negre să scadă—atât timp cât alte procese asigură, în ansamblu, creșterea entropiei. Tratate ca sisteme termodinamice cu [[temperatură absolută]] nenulă, găurile negre ar trebui să emită [[radiație termică]]. Calculele semiclasice indică faptul că ele într-adevăr emit radiație termică, iar gravitația de la suprafață joacă rolul temperaturii în [[legea lui Planck]]. Această radiație este denumită [[radiație Hawking]].<ref>Faptul că găurile negre emit radiații, din punct de vedere al mecanicii cuantice, a fost relevat prima oară în {{Harvnb|Hawking|1975}}; un calcul mai riguros se poate găsi în {{Harvnb|Wald|1975}}. O altă prezentare este și în capitolul 3 din {{Harvnb|Wald|2001}}.</ref>

Există și alte tipuri de orizonturi. Într-un univers în expansiune, un observator ar putea găsi că unele regiuni din trecut nu mai pot fi observate („orizont de particule”), și că unele regiuni din viitor nu pot fi influențate (orizont de evenimente).<ref>Cf. {{Harvnb|Narlikar|1993|loc=sec. 4.4.4 și 4.4.5}}.</ref> Chiar și într-un spațiu Minkowski plat, descris de un observator accelerat ([[spațiu Rindler]]), vor fi orizonturi asociate cu o radiație semiclasică, denumită [[efectul Unruh|radiație Unruh]].<ref>Orizonturi: cf. {{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 12.4}}. Efectul Unruh: {{Harvnb|Unruh|1976}}, cf. {{Harvnb|Wald|2001|loc=capitolul 3}}.</ref>

=== Singularități ===
O altă caracteristică generală a acestei teorii o reprezintă apariția în spațiu-timp a unor discontinuități numite singularități. Continuum-ul poate fi explorat urmărind geodezice luminoase și temporale—toate modurile posibile în care lumina și particulele se pot deplasa în mișcare liberă. Dar unele soluții ale ecuațiilor lui Einstein admit existența unor regiuni numite ''singularități spațio-temporale'', unde căile luminii și ale particulelor în mișcare se opresc brusc, iar geometria acestora nu mai este corect definită. În cele mai interesante cazuri, acestea sunt „singularități de curbură”, unde mărimile geometrice, care caracterizează curbura spațiu-timpului, cum ar fi [[scalarul Ricci]], iau valori infinite.<ref>Vezi {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=secțiunea 8.1}}, {{Harvnb|Wald|1984|loc=secțiunea 9.1}}.</ref> Printre exemplele de spațiu-timp cu singularități viitoare—la care liniile de univers se termină—se numără [[soluția Schwarzschild]], care descrie o singularitate în cadrul unei găuri negre permanent statice,<ref>Vezi {{Harvnb|Townsend|1997|loc=chapter 2}}; o tratare mai amplă a acestei soluții poate fi găsit în {{Harvnb|Chandrasekhar|1983|loc=capitolul 3}}.</ref> sau [[soluția Kerr]] cu singularitatea sa în formă de inel aflată într-o gaură neagră în rotație permanentă.<ref>Vezi {{Harvnb|Townsend|1997|loc=chapter 4}}; pentru o expunere mai amplă, cf. {{Harvnb|Chandrasekhar|1983|loc=capitolul 6}}.</ref> [[Metrica Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker|Soluțiile Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]], și alte spațiu-timpuri care descriu diverse universuri, au singularități în trecut, de unde încep liniile de univers, și anume singularități [[big bang|Big Bang]], unele având și singularități viitoare ([[Big Crunch]]).<ref>Vezi {{Harvnb|Ellis|van Elst|1999}}; o analiză detaliată pentru subiectul singularitate se găsește în {{Harvnb|Börner|1993|loc=sec. 1.2}}</ref>

Aceste exemple sunt toate foarte simetrice—deci simplificate—și astfel este tentant să se concluzioneze că apariția singularităților este un rezultat al idealizărilor. Celebrele [[Teoremele singularităților|teoreme ale singularităților]], demonstrate cu ajutorul metodelor geometriei globale, spun altfel: singularitățile sunt o caracteristică generică a relativității generale, inevitabilă odată ce colapsul unui obiect masiv—având proprietăți fizice reale ale materiei—a depășit o anumită fază<ref>și anume când sunt suprafețe nule captive, cf. {{Harvnb|Penrose|1965}}.</ref> și la începutul unei clase largi de universuri în expansiune.<ref>Vezi {{Harvnb|Hawking|1966}}.</ref> Totuși, aceste teoreme oferă puține informații despre proprietățile singularităților; o mare parte din cercetările din domeniu sunt dedicate caracterizării structurii generice a acestor entități (de exemplu, [[conjectura BKL]]).<ref>Teoria asupra Conjecturii a fost emisă în {{Harvnb|Belinskii|Khalatnikov|Lifschitz|1971}}; pentru studii mai recente, vezi {{Harvnb|Berger|2002}}. O expunere accesibilă este în {{Harvnb|Garfinkle|2007}}.</ref> Ipoteza cenzurii cosmice afirmă că toate singularitățile viitoare reale (fără simetrii perfecte, materie cu proprietăți reale) sunt ascunse în spatele unui orizont, și astfel sunt invizibile pentru observatorii de la distanță. Deși nu există nicio demonstrație pentru aceasta, simulările numerice aduc dovezi în sprijinul său.<ref>Restricția la singularități viitoare exclude singularitățile inițiale, cum ar fi singularitatea big bang, care în principiu ar fi vizibilă observatorilor de la un moment ulterior. Conjectura cenzurii cosmice a fost prezentată pentru prima oară în {{Harvnb|Penrose|1969}}; o prezentare la nivel de manual este dată în {{Harvnb|Wald|1984|loc=pp. 302–305}}. Pentru rezultate numerice, vezi {{Harvnb|Berger|2002|loc=sec. 2.1}}.</ref>

=== Ecuații de evoluție ===

Fiecare soluție a ecuațiilor lui Einstein cuprinde întreaga istorie a unui univers—nu este doar o imagine a stadiului momentan al universului, ci un [[spațiu-timp]] complet, populat eventual cu materie. Ele descriu starea materiei și geometria în orice loc și în orice moment în respectivul univers. Prin aceasta, teoria lui Einstein este diferită de majoritatea celorlalte teorii care specifică ecuații de evoluție pentru sisteme fizice: dacă sistemul se află într-o stare dată la un anumit moment, legile fizicii permit extrapolarea înspre trecut și înspre viitor. Altă diferență remarcabilă între gravitația einsteiniană și diverse [[Câmp (fizică)|câmpuri]] este că prima este neliniară chiar și în absența altor câmpuri, și că nu are o structură fixă apriorică.<ref>Cf. {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=sec. 7.1}}.</ref>

Pentru a înțelege ecuațiile lui Einstein ca [[ecuații cu derivate parțiale]], ele se pot formula într-o manieră care descrie evoluția universului în timp. Aceasta se face în așa-numitele formulări „3+1”, în care spațiu-timpul este împărțit în trei dimensiuni spațiale și una temporală. Cel mai cunoscut exemplu îl constituie [[formalismul ADM]].<ref>{{Harvnb|Arnowitt|Deser|Misner|1962}}; pentru o introducere pedagogică, vezi {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|loc=§21.4–§21.7}}.</ref> Aceste descompuneri arată că ecuațiile de evoluție ale spațiu-timpului din relativitatea generală se comportă bine: soluțiile există întotdeauna, și sunt unic definite, cu condiția specificării unor condiții inițiale.<ref>{{Harvnb|Fourès-Bruhat|1952}} și {{Harvnb|Bruhat|1962}}; pentru o introducere pedagogică, vezi {{Harvnb|Wald|1984|loc=cap. 10}}; o prezentare online poate fi accesată la {{Harvnb|Reula|1998}}.</ref> Asemenea formulări ale ecuațiilor de câmp ale lui Einstein stau la baza [[Relativitate numerică|relativității numerice]].<ref>Vezi {{Harvnb|Gourgoulhon|2007}}; pentru o prezentare a unor elemente de relativitate numerică, inclusiv problemele care apar din particularitățile ecuațiilor lui Einstein, vezi {{Harvnb|Lehner|2001}}.</ref>

=== Cantități globale și cvasilocale ===
Noțiunea de ecuație de evoluție este strâns legată de un alt aspect al fizicii relativiste generale. În teoria lui Einstein, se dovedește că este imposibil de găsit o definiție generală pentru o proprietate aparent simplă, cum ar fi masa totală a sistemului (sau [[Energie|energia totală]]). Aceasta în primul rând deoarece câmpul gravitațional—ca orice câmp—trebuie să aibă o anumită energie asociată, dar acea energie se dovedește a fi imposibil de localizat.<ref>Cf. {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|loc=§20.4}}.</ref>

Cu toate acestea, se poate defini masa totală a unui sistem, fie folosind o noțiune ipotetică de „observator aflat la distanță infinită” ([[masă ADM]])<ref>{{Harvnb|Arnowitt|Deser|Misner|1962}}.</ref> fie folosind unele simetrii utile ([[masa Komar]]).<ref>Cf. {{Harvnb|Komar|1959}}; pentru o introducere pedagogică, vezi {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 11.2}}; deși definită într-un mod total diferit, se poate arăta că este echivalentă cu masa ADM pentru un spațiu-timp staționar, cf. {{Harvnb|Ashtekar|Magnon-Ashtekar|1979}}.</ref> Dacă se exclude din masa totală a sistemului energia transportată spre infinit de undele gravitaționale, rezultatul este așa-numita masă Bondi.<ref>Pentru o introducere pedagogică, vezi {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 11.2}}.</ref> Ca și în fizica clasică, se poate arăta că aceste mase sunt mărimi pozitiv definite.<ref>Vezi diferitele referințe date la p. 295 din {{Harvnb|Wald|1984}}; este important pentru aspectele de stabilitate—dacă masa ar putea avea valori negative, atunci un [[spațiu Minkowski]] plat și gol, cu masă zero, ar putea evolua în stări cu mase negative.</ref> Alte definiții globale corespunzătoare există pentru [[impuls]] și [[moment cinetic]].<ref>De exemplu {{Harvnb|Townsend|1997|loc=cap. 5}}.</ref> Au existat o serie de alte încercări pentru definirea unor mărimi ''cvasilocale'', cum ar fi masa unui [[sistem izolat]] definită numai pe baza cantităților determinate într-o regiune finită de spațiu în care se află sistemul respectiv, în speranța de a obține o mărime utilă pentru afirmațiile generale despre sistemele izolate, cum ar fi o formulare mai precisă a conjecturii inelului.<ref>Asemenea definiții pentru masa-energia cvasilocală sunt [[energia Hawking]], [[energia Geroch]], sau energia-impulsul cvasilocal al lui [[Roger Penrose|Penrose]], bazat pe metode ale {{Ill-wd|Q7858588|3=twistorilor}}; cf. articolul {{Harvnb|Szabados|2004}}.</ref>

== Relațiile cu teoria cuantică ==

Dacă relativitatea generală este considerată a fi unul dintre cei doi stâlpi ai fizicii moderne, [[mecanică cuantică|teoria cuantică]], baza înțelegerii materiei de la [[particule elementare]] la [[fizica stării solide]], este celălalt.<ref>Generalități despre teoria cuantică pot fi găsite în manuale standard, cum ar fi {{Harvnb|Messiah|1999}}; o prezentare mai detaliată se găsește în {{Harvnb|Hey|Walters|2003}}.</ref> Totuși, întrebarea dacă pot fi conceptele teoriei cuantice reconciliate cu cele ale relativității generale rămâne deschisă.

=== Teoria cuantică a câmpurilor în spațiu-timp curb ===

Teoriile cuantice ale câmpului clasice, care stau la baza [[Fizica particulelor|fizicii moderne a particulelor elementare]], sunt definite într-un [[spațiu Minkowski]] plat, care este o aproximare excelentă atunci când se descrie comportamentul particulelor microscopice în câmpuri gravitaționale slabe, cum sunt cele de pe Pământ.<ref>Cf. manuale ca {{Harvnb|Ramond|1990}}, {{Harvnb|Weinberg|1995}}, sau {{Harvnb|Peskin|Schroeder|1995}}; o prezentare mai accesibilă se găsește în {{Harvnb|Auyang|1995}}.</ref> Pentru a descrie situațiile în care gravitația este suficient de puternică pentru a influența materia cuantică, dar nu atât de puternică încât să necesite ea însăși cuantificarea, fizicienii au formulat teorii cuantice ale câmpului în spațiu-timp curb. Aceste teorii se bazează pe relativitatea generală clasică pentru a descrie un spațiu-timp curb de fond, și definesc o teorie cuantică a câmpului generalizată pentru a descrie comportamentul materiei cuantice în cadrul acestui spațiu-timp.<ref>Cf. {{Harvnb|Wald|1994}} și {{Harvnb|Birrell|Davies|1984}}.</ref> Folosind acest formalism, se poate arăta că găurile negre emit un spectru de [[corp negru]] de particule, cunoscut sub numele de [[radiație Hawking]], ceea ce conduce la posibilitatea ca ele să se „evapore” cu timpul.<ref>Pentru radiația Hawking {{Harvnb|Hawking|1975}}, {{Harvnb|Wald|1975}}; o introducere accesibilă în domeniul „evaporării” găurilor negre se găsește în {{Harvnb|Traschen|2000}}.</ref> După cum se menționează mai sus, această radiație joacă un rol important în termodinamica găurilor negre.<ref>Cf. capitolul 3 din {{Harvnb|Wald|2001}}.</ref> Tot efectele cuantice conduc la acumularea de bozoni în câmpul găurilor negre fie de rotație (Kerr), sau fără (Schwarzschild), cu sarcină electrică (Kerr-Newman), sau fără, datorită existenței unor quasinivele de energie cu durată finită de viață <ref>Alex Gaina, Structura spectrală a ecuației Klein-Gordon în câmpuri Schhwarzschild, Kerr, Reissner-Nordstrom și Kerr-Newman, Stud. și cercet. de Fiz., Tom 44, Nr. 7, pp. 585-608 [http://inspirehep.net/record/332537/files/The%20spectral%20structure%20of%20the%20Klein-Gordon%20equation.pdf] </ref>

=== Gravitația cuantică ===

Nevoia de consistență între o descriere cuantică a materiei și o descriere geometrică a spațiu-timpului,<ref>Pe scurt, materia este sursa curburii spațiu-timpului, iar odată ce materia are proprietăți cuantice, se poate aștepta ca și spațiu-timpul să aibă astfel de proprietăți. Cf. secțiunea 2 din {{Harvnb|Carlip|2001}}.</ref> ca și apariția [[Singularitate spațiu-timp|singularităților]] (unde scara de lungime a curburii devine microscopică), induce necesitatea creării unei teorii complete a gravitației cuantice: pentru o descriere adecvată a interiorului găurilor negre, și a universului la începuturile existenței lui, adică este necesară o teorie în care gravitația și geometria spațiu-timpului asociată sunt descrise în limbajul fizicii cuantice.<ref>De exemplu, p. 407ff. din {{Harvnb|Schutz|2003}}.</ref> În ciuda unor eforturi considerabile, nu este cunoscută nicio teorie completă și consistentă a gravitației cuantice, deși există mai multe teorii promițătoare.<ref>Generalități și istoric în {{Harvnb|Rovelli|2000}}.</ref>

[[Fișier:Calabi-Yau.png|left|thumb|250px|Proiecția unei varietăți Calabi-Yau, una din modurile de compactare a dimensiunilor suplimentare propuse de teoria coardelor]]
Tentativele de a generaliza teoriile cuantice ale câmpului obișnuite, utilizate în fizica particulelor elementare, pentru a descrie interacțiunile fundamentale, astfel încât să includă și gravitația, au condus la dificultăți serioase. La energii mici, această abordare se dovedește de succes, prin aceea că generează o teorie cuantică efectivă a gravitației.<ref>Vezi {{Harvnb|Donoghue|1995}}.</ref> La energii foarte mari, însă, rezultă modele lipsite de orice posibilitate de predicție.<ref>În particular, o tehnică denumită [[renormalizare]], parte integrantă a calculării predicțiilor care țin cont de contribuțiile energiilor mari, cf. cap. 17 și 18 din {{Harvnb|Weinberg|1996}}, eșuează; cf. {{Harvnb|Goroff|Sagnotti|1985}}.</ref>

[[Fișier:Spin network.svg|right|thumb|200px|O rețea de spin din cele utilizate în gravitația cuantică cu bucle]]
O tentativă de a depăși aceste limitări o constituie [[teoria coardelor]], o teorie cuantică nu a particulelor punctiforme, ci a obiectelor unidimensionale extinse.<ref>O introducere accesibilă la nivel de facultate se găsește în {{Harvnb|Zwiebach|2004}}; prezentări mai complete pot fi găsite în {{Harvnb|Polchinski|1998a}} și {{Harvnb|Polchinski|1998b}}.</ref> Teoria promite să devină o descriere unificată a tuturor particulelor și interacțiunilor, inclusiv a gravitației;<ref>La energiile atinse în experimentele curente, aceste coarde nu se pot distinge de particulele punctiforme, dar, foarte important, moduri diferite de oscilație ale aceluiași tip de coarde fundamentale apar ca particule cu sarcini electrice (și nu numai) diferite, de exemplu {{Harvnb|Ibanez|2000}}. Teoria are succes prin aceea că un mod de oscilație va corespunde mereu unui [[graviton]], particula purtătoare a gravitației, de exemplu {{Harvnb|Green|Schwarz|Witten|1987|loc=sec. 2.3 și 5.3}}.</ref> Inconvenientul fiind acela că apar unele caracteristici neobișnuite, cum ar fi șase dimensiuni suplimentare ale spațiului, în plus față de cele trei.<ref>De exemplu, {{Harvnb|Green|Schwarz|Witten|1987|loc=sec. 4.2}}.</ref> În ceea ce se numește [[a doua revoluție a supercoardelor]], s-a propus ca atât teoria coardelor, cât și o unificare a relativității generale și a [[supersimmetrie]]i cunoscută ca [[supergravitație]]<ref>De exemplu, {{Harvnb|Weinberg|2000|loc=cap. 31}}.</ref> să formeze părți ale unui ipotetic model cu unsprezece dimensiuni, denumit [[teoria M]], care ar constitui o teorie a gravitației cuantice consistentă și unic definită.<ref>De exemplu, {{Harvnb|Townsend|1996}}, {{Harvnb|Duff|1996}}.</ref>

O altă abordare pornește de la procedurile de cuantificare canonică din teoria cuantică. Folosind formularea cu valori inițiale a relativității generale, rezultatul este [[ecuația Wheeler-deWitt]] (analogă [[ecuația Schrödinger|ecuației Schrödinger]]) care, însă, se dovedește a fi impropriu definită.<ref>Cf. secțiunea 3 din {{Harvnb|Kuchař|1973}}.</ref> Totuși, prin introducerea a ceea ce astăzi se numesc [[variabilele Ashtekar]],<ref>Aceste variabile reprezintă gravitația geometrică cu ajutorul unor analogii matematice pentru [[Câmp electric|câmpul electric]] și [[Câmp magnetic|cel magnetic]]; cf. {{Harvnb|Ashtekar|1986}}, {{Harvnb|Ashtekar|1987}}.</ref> aceasta conduce la un model promițător cunoscut ca [[gravitație cuantică cu bucle]]. Spațiul este reprezentat de o structură sub formă de plasă, denumită [[rețea de spin]], care evoluează în timp în pași discreți.<ref>Pentru o prezentare, vezi {{Harvnb|Thiemann|2006}}; prezentări mai extinse se găsesc în {{Harvnb|Rovelli|1998}}, {{Harvnb|Ashtekar|Lewandowski|2004}} și în notele de curs {{Harvnb|Thiemann|2003}}.</ref>

În funcție de care dintre caracteristicile relativității generale și ale teoriei cuantice sunt acceptate ca neschimbate, și de la ce nivel se introduc schimbările,<ref>Vezi de exeplul expunerile sistematice din {{Harvnb|Isham|1994}} și din {{Harvnb|Sorkin|1997}}.</ref> există numeroase alte tentative de a ajunge la o teorie viabilă a gravitației cuantice, printre exemple numărându-se triangulările dinamice,<ref>Vezi {{Harvnb|Loll|1998}}.</ref> mulțimile cauzale,<ref>Vezi {{Harvnb|Sorkin|2005}}.</ref> modelele cu {{Ill-wd|Q7858588|3=twistori}}<ref>Vezi cap. 33 din {{Harvnb|Penrose|2004}} și referințele acestuia.</ref> sau modele bazate pe integrala de drum ale cosmologiei cuantice.<ref>Cf. {{Harvnb|Hawking|1987}}.</ref>

Toate teoriile propuse au încă de depășit probleme formale și conceptuale majore. Ele au și problema comună că, deocamdată, nu se pot realiza teste experimentale ale predicțiilor gravitației cuantice (și deci nu se poate alege vreuna din propuneri acolo unde predicțiile diferă), deși se speră ca acest lucru să se schimbe pe măsură ce devin disponibile date din observațiile cosmologice și din experimentele de fizica particulelor.<ref>De exemplu, {{Harvnb|Ashtekar|2007}}, {{Harvnb|Schwarz|2007}}.</ref>

== Statutul actual ==
{{Articol principal|Critica teoriei relativității}}
Relativitatea generală a devenit un model de mare succes al gravitației și cosmologiei, model care a fost validat de toate testele experimentale și observaționale. Chiar și așa, există indicii solide că teoria este incompletă.<ref>Cf. {{Harvnb|Maddox|1998|loc=pp. 52–59 și 98–122}}; {{Harvnb|Penrose|2004|loc=secțiunea 34.1 și capitolul 30}}.</ref> Problema gravitației cuantice și chestiunea existenței singularităților spațio-temporale rămân deschise. Datele empirice acceptate ca dovadă pentru existența [[Energie întunecată|energiei întunecate]] și [[Materie întunecată|materiei întunecate]] pot sugera nevoia elaborării unei noi fizici, în vreme ce așa-numita [[Anomalia Pioneer|anomalie ''Pioneer'']] ar putea totuși să admită o explicație convențională, și aceasta ar putea deveni punctul de pornire pentru dezvoltarea unei construcții de nouă fizică.<ref>Vezi {{Harvnb|Nieto|2006}}.</ref> Chiar și luată ca atare, relativitatea generală abundă de posibilități de explorare. Matematicienii relativiști caută să înțeleagă natura singularităților și a proprietăților fundamentale ale ecuațiilor lui Einstein,<ref>Vezi {{Harvnb|Friedrich|2005}}.</ref> și, pe calculatoare din ce în ce mai puternice, se rulează simulări, cum ar fi cele care descriu fuziunea găurilor negre.<ref>O prezentare a diverselor probleme și a tehnicilor dezvoltate pentru a le depăși se găsește în {{Harvnb|Lehner|2002}}.</ref> Cursa pentru prima detecție directă a undelor gravitaționale continuă,<ref>Vezi {{Harvnb|Bartusiak|2000}} pentru o prezentare la nivelul acelui an; știri la zi se pot găsi pe website-urile principalelor proiecte de detecție, cum ar fi [http://geo600.aei.mpg.de GEO 600] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070218123705/http://geo600.aei.mpg.de/ |date=2007-02-18 }} și [http://www.ligo.caltech.edu/ LIGO].</ref> în speranța de a crea oportunități pentru testarea validității teoriei în câmpuri gravitaționale mult mai puternice decât a fost posibil înainte.<ref>Pentru cele mai recente lucrări despre polarizarea undelor gravitaționale în cazul binarelor compacte, vezi {{Harvnb|Blanchet|Faye|Iyer|Sinha|2008}}, și {{Harvnb|Arun|Blanchet|Iyer|Qusailah|2007}}; pentru o prezentare a lucrărilor privind binarele compacte, vezi {{Harvnb|Blanchet|2006}} și {{Harvnb|Futamase|Itoh|2006}}; pentru o prezentare generală a testelor experimentale ale relativității generale, vezi {{Harvnb|Will|2006}}.</ref> La peste nouăzeci de ani de la publicare, relativitatea generală rămâne o zonă de cercetare intens exploatată.<ref>O sursă bună pentru inițiere asupra  aspectelor cercetării actuale în domeniul relativității este revista electronică [http://relativity.livingreviews.org Living Reviews in Relativity] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20161227064809/http://relativity.livingreviews.org/ |date=2016-12-27 }}.</ref>

Radek Wojtak de la Dark Cosmology Centre din cadrul Universității din Copenhaga a publicat la doar câteva zile după [[Neutrino#Viteza neutrinilor (experimentul OPERA)|experimentul OPERA]] în revista științifică britanică ''Nature'' un studiu în care a confirmat că teoria relativității generale funcționează, fiind acum testată la scară cosmică.<ref>{{Citat web|url=http://www.mediafax.ro/stiinta-sanatate/teoria-relativitatii-generale-enuntata-de-einstein-a-fost-confirmata-la-scara-cosmica-8816893/|title=Teoria relativității generale enunțată de Einstein a fost confirmată la scară cosmică|date=30 septembrie 2011|publisher=mediafax.ro}}</ref><ref>{{Citat web|url=http://www.nature.com/nature/journal/v477/n7366/full/nature10445.html|title=Gravitational redshift of galaxies in clusters as predicted by general relativity|trans_title=Deplasarea spre roșu gravitațională a galaxiilor în grupuri este cea teoretizată de relativitatea generală|date=29 septembrie 2011|publisher=[[Nature (revistă)|Nature]]|first1=Radosław|last1=Wojtak|first2=Steen|last2=Hansen|first3=Jens|last3=Hjorth}}</ref><ref>{{Citat web|title=Light from galaxy clusters confirm theory of relativity|trans_title=Lumina de la grupurile de galaxii confirmă teoria relativității|date=28 septembrie 2011|url=http://www.nbi.ku.dk/english/news/news11/light_from_galaxy_clusters_confirm_theory_of_relativity_/|publisher=[[Institutul Niels Bohr]], [[Universitatea din Copenhaga]]|accessdate=13 octombrie 2011|archive-date=2011-10-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20111010232538/http://www.nbi.ku.dk/english/news/news11/light_from_galaxy_clusters_confirm_theory_of_relativity_/|dead-url=yes}}</ref>
== Note ==
{{listănote|3}}

== Bibliografie ==

=== Limba română ===
{{ref sus}}
<div class=" reflist 5" style=" height: 220px; overflow: auto; padding: 3px" >
* Constantin Vrejoiu ''Electrodinamică și teoria relativității'', Litografia Universității București, 1987
* Mircea Vasiu Electrodinamica si Teoria Relativitatii, ET 1979
* {{Citation
| last1=Born
| first1=Max
| author-link=Max Born
| year=1968
| title= Teoria relativității a lui Einstein (traducere din limba engleză)
| publisher=Editura Științifică, București
}}
* {{Citation
| last1=Einstein
| first1=Albert
| author-link=Albert Einstein
| year=2000
| title= Cum văd eu lumea - Teoria relativitații pe înțelesul tuturor (traducere din limba germană)
| url= http://www.scribd.com/doc/3976651/Albert-Einstein-Cum-vad-eu-lumea
| publisher=[[Editura Humanitas]], București
|isbn= 9735001101
}}
* {{Citation
| last1=Einstein
| first1=Albert
| year=2005
| title=Teoria relativitații pe înțelesul tuturor (traducere din limba germană)
| publisher=Editura Humanitas, București
|isbn= 9789735019501
}}
* {{Citation
| last1=Hawking
| first1=Stephen
| author-link=Stephen Hawking
| year=2008
| title=Scurtă istorie a timpului. De la Big Bang la găurile negre (traducere din limba engleză)
| publisher=Editura Humanitas, București
|isbn= 9789735021931
}}
* {{Citation
| last1=Hawking
| first1=Stephen
| year=2004
| title=Universul într-o coajă de nucă (traducere din limba engleză)
| publisher=Editura Humanitas, București
|isbn= 9735007096
}}

* {{Citation
| last1=Ionescu-Pallas
| first1=Nicolae
| author-link= Nicolae Ionescu-Pallas
| year=1973
| title=Elemente de mecanică teoretică, clasică și relativistă
| publisher=Institutul de Fizică Atomică, București
}}
* {{Citation
| last1=Ionescu-Pallas
| first1=Nicolae
| year=1974
| title=Elemente de teoria electricității, magnetismului și luminii, capitolele: „Eter versus relativitate”, respectiv „Teoria eterului luminifer de la Augustin Fresnel la William Thomson și Joseph Larmour”
| publisher=Institutul de Fizică Atomică, București
|page=86-100, respectiv 73-86
}}
* {{Citation
| last1=Ionescu-Pallas
| first1=Nicolae
| year=1980
| title=Relativitate generală și cosmologie
| publisher=Editura Științifică și Enciclopedică, București
}}
* {{Citation
| last1=Kuznețov
| first1=B.G.
| year=1965
| title= De la Galilei la Einstein (traducere din limba rusă)
| publisher=Editura Politică, București
}}
* {{Citation
| last1=Merleau-Ponty
| first1=Jacques
| author-link= Jacques Merleau-Ponty
| year=1978
| title=Cosmologia Secolului XX (traducere din limba franceză)
| publisher=Editura Științifică și Enciclopedică, București
| isbn=1666IPIBCO
}}
* {{Citation
| last1=Mociuțchi
| first1=Cleopatra
| last2=Maftei
| first2=Gheorghe
| last3=Gottlieb
| first3=Ioan
| author1-link= Cleopatra Mociuțchi
| author2-link= Gheorghe Maftei
| author3-link= Ioan Gottlieb
| year=2007
| title=Teorii fundamentale ale secolului XX
| publisher=Editura Universității „Alexandru Iona Cuza”, Iași
| vol= vol. III ''Teoria relativității''
}}
* {{Citation
| last1=Onicescu
| first1=Octav
| author-link= Octav Onicescu
| year=1974
| title=Mecanica invariantivă și cosmologia
| publisher= Editura Academiei RSR, București
}}
* {{Citation
| last1=Sofonea
| first1=Liviu
| author-link= Liviu Sofonea
| year=1974
| title=Principii de invarianță în teoria mișcării
| publisher=Editura Academiei RSR, București
}}
* {{Citation
| last1=Sofonea
| first1=Liviu
| author-link= Liviu Sofonea
| last2=Ionescu-Pallas
| first2=Nicolae |
| year=1978
| title=Un model istoric al cunoașterii științifice-Etherul
| publisher=Editura Politică, București
}}
* {{Citation
| last1=Tomozei (Mociuțchi)
| first1=Cleopatra
| author-link= Cleopatra Mociuțchi
| year=1976
| title=Studiul relativist al câmpului gravific rezultând dintr-o metrică bazată pe o nouă exprimare a principiului echivalenței
| publisher= Analele Stiințifice ale Universității din Iași, (serie nouă), secțiunea I, vol. 8, p. 131, a se vedea și ''A New Generalization of Schwarzschild Metric'' (''O nouă generalizare a metricii lui Schwarzschild''), Rev.Roum. Phys., Bucharest 1976, vol. 21, nr. 2
}}
* {{Citation
| last1=Vâlcovici
| first1= Victor
| author-link= Victor Vâlcovici
| year=1960
| title=Introducere în mecanica relativistă. Relativitate specială și relativitate generală
| publisher=Imprimeria Universității din București
}}
* {{Citation
| last1=Vescan
| first1=Teofil
| author-link= Teofil Vescan
| year=1957
| title=Fizică teoretică
| page= vol. I., pag. 145-185
| publisher=Editura Didactică și Pedagogică, București
}}

* {{Citation
| last1=Weinberg
| first1=Steven
| author-link= Steven Weinberg
| year=1984
| title=Primle trei minute (traducere din limba engleză)
| page=121
| publisher=Editura Politică, București
}}
{{ref jos}}
</div>

=== Limbi străine ===
{{ref sus}}
<div class=" reflist4"  style=" height: 220px; overflow: auto; padding: 3px"  >  
* {{Citation
 | last=Alpher
 | first=R. A.
 | author-link=Ralph Asher Alpher
 | last2=Herman
 | first2=R. C.
 | year=1948
 | title=Evolution of the universe
 | journal=Nature
 | volume=162
 | pages=774–775
 | doi=10.1038/162774b0
 | issue=4124
 }}
* {{Citation
 | last=Anderson
 | first=J. D.
 | first2=J. K.
 | last2=Campbell
 | first3=R. F.
 | last3=Jurgens
 | last4=Lau
 | first4=E. L.
 | year=1992
 | contribution=Recent developments in solar-system tests of general relativity
 | editor-last=Sato
 | editor-first=H.
 | editor2-first=T.
 | editor2-last=Nakamura
 | title=Proceedings of the Sixth Marcel Großmann Meeting on General Relativity
 | publisher=World Scientific
 | isbn=981-020-950-9
 | pages=353–355
 }}
* {{Citation
 | last=Arnold
 | first=V. I.
 | author-link=Vladimir Arnold
 | title=Mathematical Methods of Classical Mechanics
 | publisher=Springer
 | year=1989
 | isbn=3-540-96890-3
  }}
* {{Citation
 | last=Arnowitt
 | first=Richard
 | author-link=Richard Arnowitt
 | first2=Stanley
 | last2=Deser
 | author2-link=Stanley Deser
 | first3=Charles W.
 | last3=Misner
 | author3-link=Charles W. Misner
 | year=1962
 | contribution=The dynamics of general relativity
 | editor-last=Witten
 | editor-first=Louis
 | title=Gravitation: An Introduction to Current Research
 | publisher=Wiley
 | pages=227–265
 }}
* {{Citation
 | last=Arun
 | first=K.G.
 | last2=Blanchet
 | first2=L.
 | last3=Iyer
 | first3=B. R.
 | last4=Qusailah
 | first4=M. S. S.
 | year=2007
 | title=Inspiralling compact binaries in quasi-elliptical orbits: The complete 3PN energy flux
 | arxiv=0711.0302
  }}
* {{Citation
 | last=Ashby
 | first=Neil
 | title=Relativity and the Global Positioning System
 | url=http://www.ipgp.jussieu.fr/~tarantola/Files/Professional/GPS/Neil_Ashby_Relativity_GPS.pdf
 | format=PDF
 | journal=Physics Today
 | volume=55(5)
 | pages=41–47
 | year=2002
 | doi=10.1063/1.1485583
 | issue=5
 }}
* {{Citation
 | last=Ashby
 | first=Neil
 | title=Relativity in the Global Positioning System
 | url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2003-1/index.html
 | journal=[http://relativity.livingreviews.org Living Reviews in Relativity]
 | volume=6
 | year=2003
 | accessdate=2007-07-06
 | archive-date=2007-07-04
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20070704102558/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2003-1/index.html
 | dead-url=yes
 }}
* {{Citation
 | last=Ashtekar
 | first=Abhay
 | author-link=Abhay Ashtekar
 | title=New variables for classical and quantum gravity
 | journal=Phys. Rev. Lett.
 | volume=57
 | pages=2244–2247
 | year=1986
 | doi=10.1103/PhysRevLett.57.2244
 | issue=18
 | pmid=10033673
 }}
* {{Citation
 | last=Ashtekar
 | first=Abhay
 | title=New Hamiltonian formulation of general relativity
 | journal=Phys. Rev.
 | volume=D36
 | pages=1587–1602
 | year=1987
 | doi=10.1103/PhysRevD.36.1587
 | issue=6
 }}
* {{Citation
 | last=Ashtekar
 | first=Abhay
 | title=Loop Quantum Gravity: Four Recent Advances and a Dozen Frequently Asked Questions
 | year=2007
 | arxiv=0705.2222
 }}
* {{Citation
 | last=Ashtekar
 | first=Abhay
 | first2=Badri
 | last2=Krishnan
 | year=2004
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2004-10
 | title=Isolated and Dynamical Horizons and Their Applications
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=7
 | access-date=2007-08-28
 }}
* {{Citation
 | last=Ashtekar
 | first=Abhay
 | first2=Jerzy
 | last2=Lewandowski
 | title=Background Independent Quantum Gravity: A Status Report
 | journal=Class. Quant. Grav.
 | volume=21
 | year=2004
 | pages=R53–R152
 | doi=10.1088/0264-9381/21/15/R01
 | arxiv=gr-qc/0404018
 | issue=15
 }}
* {{Citation
 | last=Ashtekar
 | first=Abhay
 | first2=Anne
 | last2=Magnon-Ashtekar
 | year=1979
 | doi=10.1063/1.524151
 | title=On conserved quantities in general relativity
 | journal=Journal of Mathematical Physics
 | volume=20
 | pages=793–800
 | issue=5
  }}
* {{Citation
 | last=Auyang
 | first=Sunny Y.
 | title=How is Quantum Field Theory Possible?
 | publisher=Oxford University Press
 | year=1995
 | isbn=0-19-509345-3
 }}
* {{Citation
 | last=Bania
 | first=T. M.
 | first2=R. T.
 | last2=Rood
 | first3=D. S.
 | last3=Balser
 | year=2002
 | title=The cosmological density of baryons from observations of 3He+ in the Milky Way
 | journal=Nature
 | volume=415
 | pages=54–57
 | doi=10.1038/415054a
 | issue=6867
 | pmid=11780112
 }}
* {{Citation
 | last=Barack
 | first=Leor
 | first2=Curt
 | last2=Cutler
 | year=2004
 | title=LISA Capture Sources: Approximate Waveforms, Signal-to-Noise Ratios, and Parameter Estimation Accuracy
 | journal=Phys. Rev.
 | volume=D69
 | pages=082005
 | doi=10.1103/PhysRevD.69.082005
 | arxiv=gr-qc/031012
 | issue=8
 }}
* {{Citation
 | last=Bardeen
 | first=J. M.
 | author-link=James M. Bardeen
 | last2=Carter
 | first2=B.
 | author2-link=Brandon Carter
 | last3=Hawking
 | first3=S. W.
 | author3-link=Stephen Hawking
 | year=1973
 | url=http://projecteuclid.org/euclid.cmp/1103858973
 | title=The Four Laws of Black Hole Mechanics
 | journal=Comm. Math. Phys.
 | volume=31
 | pages=161–170
 | doi=10.1007/BF01645742
 | issue=2
 }}
* {{Citation
 | last=Barish
 | first=Barry
 | year=2005
 | editor-first=P.
 | editor-last=Florides
 | editor2-first=B.
 | editor2-last=Nolan
 | editor3-first=A.
 | editor3-last=Ottewil
 | contribution=Towards detection of gravitational waves
 | title=General Relativity and Gravitation. Proceedings of the 17th International Conference
 | publisher=World Scientific
 | pages=24–34
 | isbn=981-256-424-1
 }}
* {{Citation
 | last=Barstow
 | first=M.
 | first2=Howard E.
 | last2=Bond
 | first3=J.B.
 | last3=Holberg
 | year=2005
 | title=Hubble Space Telescope Spectroscopy of the Balmer lines in Sirius B
 | journal=Mon. Not. Roy. Astron. Soc.
 | volume=362
 | pages=1134–1142
 | doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09359.x
 | arxiv=astro-ph/0506600
 | last4=Burleigh
 | first4=M. R.
 | last5=Hubeny
 | first5=I.
 | last6=Koester
 | first6=D.
 | issue=4
 }}
* {{Citation
 | last=Bartusiak
 | first= Marcia
 | title= Einstein's Unfinished Symphony: Listening to the Sounds of Space-Time
 | isbn= 978-0-425-18620-6
 | publisher = Berkley
 | year=2000
 }}
* {{Citation
 | last=Begelman
 | first=Mitchell C.
 | first2=Roger D.
 | last2=Blandford
 | author2-link=Roger Blandford
 | first3=Martin J.
 | last3=Rees
 | author3-link=Martin Rees
 | year=1984
 | title=Theory of extragalactic radio sources
 | journal=Rev. Mod. Phys.
 | volume=56
 | pages=255–351
 | doi=10.1103/RevModPhys.56.255
 | issue=2
 }}
* {{Citation
 | last=Beig
 | first=Robert
 | first2=Piotr T.
 | last2=Chruściel
 | year=2006
 | contribution=Stationary black holes
 | editor-last=Francoise
 | editor-first=J.-P.
 | editor2-first=G.
 | editor2-last=Naber
 | editor3-first=T.S.
 | editor3-last=Tsou
 | title=Encyclopedia of Mathematical Physics, Volume 2
 | publisher=Elsevier
 | isbn=0-12-512660-3
 | arxiv=gr-qc/0502041
 }}
* {{Citation
 | last=Bekenstein
 | first=Jacob D.
 | author-link=Jacob Bekenstein
 | year=1973
 | title=Black Holes and Entropy
 | journal=Phys. Rev.
 | volume=D7
 | pages=2333–2346
 | doi=10.1103/PhysRevD.7.2333
 | issue=8
 }}
* {{Citation
 | last=Bekenstein
 | first=Jacob D.
 | year=1974
 | title=Generalized Second Law of Thermodynamics in Black-Hole Physics
 | journal=Phys. Rev.
 | volume=D9
 | pages=3292–3300
 | doi=10.1103/PhysRevD.9.3292
 | issue=12
 }}
* {{Citation
 | last=Belinskii
 | first=V. A.
 | first2=I. M.
 | last2=Khalatnikov
 | author2-link=Isaak Markovich Khalatnikov
 | first3=E. M.
 | last3=Lifschitz
 | author3-link=Evgheni Lifșiț
 | year=1971
 | title=Oscillatory approach to the singular point in relativistic cosmology
 | journal=Advances in Physics
 | volume=19
 | doi=10.1080/00018737000101171
 | pages=525–573
 | issue=80
  }}; original paper in Russian: {{Citation
 | last=Belinsky
 | first=V. A.
 | last2=Khalatnikov
 | first2=I. M.
 | last3=Lifshitz
 | first3=E. M.
 | year= 1970
 | title=Колебательный Режим Приближения К Особой Точке В Релятивистской Космологии
 | journal=Uspekhi Fizicheskikh Nauk (Успехи Физических Наук)
 | volume=102(3) (11)
 | pages=463–500
 }}
* {{Citation
 | last=Bennett
 | first=C. L.
 | first2=M.
 | last2=Halpern
 | first3=G.
 | last3=Hinshaw
 | first4=N.
 | last4=Jarosik
 | year=2003
 | title=First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results
 | journal=Astrophys. J. Suppl.
 | volume=148
 | pages=1–27
 | doi=10.1086/377253
 | arxiv=astro-ph/0302207
 | last5=Kogut
 | first5=A.
 | last6=Limon
 | first6=M.
 | last7=Meyer
 | first7=S. S.
 | last8=Page
 | first8=L.
 | last9=Spergel
 | first9=D. N.
 }}
* {{Citation
 | last=Berger
 | first=Beverly K.
 | year=2002
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2002-1
 | title=Numerical Approaches to Spacetime Singularities
 | journal=Living Rev. Relativity'
 | volume=5
 | access-date=2007-08-04
 }}
* {{Citation
 | last=Bergström
 | first=Lars
 | first2=Ariel
 | last2=Goobar
 | year=2003
 | title=Cosmology and Particle Astrophysics
 | edition=2nd
 | publisher=Wiley & Sons
 | isbn= 3-540-43128-4
  }}
* {{Citation
 | last=Bertotti
 | first=Bruno
 | author-link=Bruno Bertotti
 | first2=Ignazio
 | last2=Ciufolini
 | first3=Peter L.
 | last3=Bender
 | year=1987
 | title=New test of general relativity: Measurement of de Sitter geodetic precession rate for lunar perigee
 | journal=Physical Review Letters
 | volume=58
 | pages=1062–1065
 | doi=10.1103/PhysRevLett.58.1062
 | issue=11
 | pmid=10034329
 }}
* {{Citation
 | last=Bertotti
 | first=Bruno
 | first2=L.
 | last2=Iess
 | first3=P.
 | last3=Tortora
 | year=2003
 | title=A test of general relativity using radio links with the Cassini spacecraft
 | journal=Nature
 | volume=425
 | pages=374–376
 | doi=10.1038/nature01997
 | issue=6956
 | pmid=14508481
 }}
* {{Citation
 | last=Bertschinger
 | first=Edmund
 | year=1998
 | title=Simulations of structure formation in the universe
 | journal=Annu. Rev. Astron. Astrophys.
 | volume=36
 | pages=599–654
 | doi=10.1146/annurev.astro.36.1.599
 }}
* {{Citation
 | last=Birrell
 | first=N. D.
 | first2=P. C.
 | last2=Davies
 | author2-link=Paul Davies
 | title=Quantum Fields in Curved Space
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=1984
 | isbn=0-521-27858-9
}}
* {{Citation
 | last=Blair
 | first=David
 | authorlink=David_Blair_(physicist)
 | last2=McNamara
 | first2=Geoff
 | title=Ripples on a Cosmic Sea. The Search for Gravitational Waves
 | year=1997
 | publisher=Perseus
 | isbn=0-7382-0137-5
 }}
* {{Citation
 | last=Blanchet
 | first=L.
 | last2=Faye
 | first2=G.
 | last3=Iyer
 | first3=B. R.
 | last4=Sinha
 | first4=S.
 | year=2008
 | title=The third post-Newtonian gravitational wave polarisations and associated spherical harmonic modes for inspiralling compact binaries in quasi-circular orbits
 | arxiv=0802.1249
  }}
* {{Citation
 | last=Blanchet
 | first=Luc
 | year=2006
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2006-4
 | title=Gravitational Radiation from Post-Newtonian Sources and Inspiralling Compact Binaries
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=9
 | access-date=2007-08-07
 }}
* {{Citation
 | last=Blandford
 | first=R. D.
 | author-link=Roger Blandford
 | year=1987
 | contribution=Astrophysical Black Holes
 | editor-last=Hawking
 | editor-first=Stephen W.
 | editor2-first=Werner
 | editor2-last=Israel
 | title=300 Years of Gravitation
 | publisher=Cambridge University Press
 | pages=277–329
 | isbn=0-521-37976-8
 }}
* {{cite journal | last=Blum | first=Alexander | last2=Giulini | first2=Domenico | last3=Lalli | first3=Roberto | last4=Renn | first4=Jürgen | title=Editorial introduction to the special issue “The Renaissance of Einstein’s Theory of Gravitation” | journal=The European Physical Journal H | publisher=Springer Science and Business Media LLC | volume=42 | issue=2 | year=2017 | issn=2102-6459 | doi=10.1140/epjh/e2017-80023-3 | pages=95–105}}
* {{Citation
 | last=Börner
 | first=Gerhard
 | year=1993
 | title=The Early Universe. Facts and Fiction
 | publisher=Springer
 | isbn=0-387-56729-1
 }}
* {{Citation
 | last=Brandenberger
 | first=Robert H.
 | year=2007
 | title=Conceptual Problems of Inflationary Cosmology and a New Approach to Cosmological Structure Formation
 | arxiv=hep-th/0701111
 }}
* {{Citation
 | last=Brans
 | first= C. H.
 | last2 = Dicke
 | first2= R. H.
 | authorlink = Carl H. Brans
 | authorlink2=Robert H. Dicke
 | year=1961
 | title=Mach's Principle and a Relativistic Theory of Gravitation
 | journal=Physical Review
 | volume = 124
 | issue = 3
 |  pages=925–935
 | doi = 10.1103/PhysRev.124.925
 }}
* {{Citation
 | last=Bridle
 | first=Sarah L.
 | first2=Ofer
 | last2=Lahav
 | first3=Jeremiah P.
 | last3=Ostriker
 | author3-link=Jeremiah P. Ostriker
 | first4=Paul J.
 | last4=Steinhardt
 | author4-link=Paul Steinhardt
 | year=2003
 | title=Precision Cosmology? Not Just Yet
 | journal=Science
 | volume=299
 | pages=1532–1533
 | doi=10.1126/science.1082158
 | pmid=12624255
 | arxiv=astro-ph/0303180
 | issue=5612
 }}
* {{Citation
 | last=Bruhat
 | first=Yvonne
 | contribution=The Cauchy Problem
 | editor-last=Witten
 | editor-first=Louis
 | title=Gravitation: An Introduction to Current Research
 | publisher=Wiley
 | year=1962
 | pages=130
 | isbn=9781114291669
 }}
* {{Citation
 | last=Buchert
 | first=Thomas
 | year=2007
 | title=Dark Energy from Structure—A Status Report
 | journal=General Relativity and Gravitation
 | volume=40
 | pages=467–527
 | doi=10.1007/s10714-007-0554-8
 | arxiv=0707.2153
 | issue=2–3
 }}
* {{Citation
 | last=Buras
 | first=R.
 | first2=M.
 | last2=Rampp
 | first3=H.-Th.
 | last3=Janka
 | last4=Kifonidis
 | first4=K.
 | year=2003
 | title=Improved Models of Stellar Core Collapse and Still no Explosions: What is Missing?
 | journal=Phys. Rev. Lett.
 | volume=90
 | pages=241101
 | doi=10.1103/PhysRevLett.90.241101
 | arxiv=astro-ph/0303171
 | issue=24
 | pmid=12857181
  }}
* {{Citation
 | last=Caldwell
 | first=Robert R.
 | title=Dark Energy
 | journal=Physics World
 | pages=37–42
 | volume=17(5)
 | year=2004
 | url=http://physicsweb.org/articles/world/17/5/7
 | doi=10.1038/nature02139
 | last2=Crittenden
 | first2=Robert
 | issue=6969
 | access-date=2009-01-20
 | archive-date=2007-07-13
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20070713204428/http://physicsweb.org/articles/world/17/5/7
 | dead-url=yes
 }}
* {{Citation
 | last=Carlip
 | first=Steven
 | title=Quantum Gravity: a Progress Report
 | journal=Rept. Prog. Phys.
 | volume=64
 | year=2001
 | pages=885–942
 | doi=10.1088/0034-4885/64/8/301
 | arxiv=gr-qc/0108040
 | issue=8
 }}
* {{Citation
 | last=Carroll
 | first=Bradley W.
 | first2=Dale A.
 | last2=Ostlie
 | title=An Introduction to Modern Astrophysics
 | year=1996
 | publisher=Addison-Wesley
 | isbn=0-201-54730-9
 }}
* {{Citation
 | first=Sean M.
 | last=Carroll
 | author-link=Sean M. Carroll
 | title=The Cosmological Constant
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=4
 | year=2001
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2001-1
 | accessdate=2007-07-21
 }}
* {{Citation
 | last=Carter
 | first=Brandon
 | author-link=Brandon Carter
 | year=1979
 | contribution=The general theory of the mechanical, electromagnetic and thermodynamic properties of black holes
 | editor1-first=S. W.
 | editor1-last=Hawking
 | editor2-first=W.
 | editor2-last=Israel
 | title= General Relativity, an Einstein Centenary Survey
 | pages=294–369 and 860–863
 | publisher= Cambridge University Press
 | isbn= 0-521-29928-4
 }}
* {{Citation
 | title=Astrophysical evidence for the existence of black holes
 | first1= Annalisa
 | last1=Celotti
 | first2= John C.
 | last2=Miller
 | first3=Dennis W.
 | last3=Sciama
 | author3-link=Dennis William Sciama
 | journal=Class. Quant. Grav.
 | volume=16
 | year=1999
 | pages= A3–A21
 | doi=10.1088/0264-9381/16/12A/301
 | arxiv=astro-ph/9912186v1
 | issue=12A
  }}
* {{Citation
 | last=Chandrasekhar
 | first=Subrahmanyan
 | authorlink=Subrahmanyan Chandrasekhar
 | title=The Mathematical Theory of Black Holes
 | year=1983
 | publisher=Oxford University Press
 | isbn=0-19-850370-9
 }}
* {{Citation
 | first1=C.
 | last1=Charbonnel
 | first2=F.
 | last2=Primas
 |title=The Lithium Content of the Galactic Halo Stars
 | journal= Astronomy & Astrophysics
 | volume=442
 | year=2005
 | pages= 961–992
 | doi=10.1051/0004-6361:20042491
 | arxiv=astro-ph/0505247
 | issue=3
 }}
* {{Citation
 | last1=Ciufolini
 | first1=Ignazio
 | last2=Pavlis
 | first2=Erricos C.
 | title=A confirmation of the general relativistic prediction of the Lense-Thirring effect
 | journal=Nature
 | volume=431
 | doi=10.1038/nature03007
 | pages=958–960
 | year=2004
 | issue=7011
 | pmid=15496915
  }}
* {{Citation
 | last1=Ciufolini
 | first1=Ignazio
 | last2=Pavlis
 | first2=Erricos C.
 | last3=Peron
 | first3=R.
 | title=Determination of frame-dragging using Earth gravity models from CHAMP and GRACE
 | journal=New Astron.
 | volume=11
 | doi=10.1016/j.newast.2006.02.001
 | pages=527–550
 | year=2006
 | issue=8
 }}
* {{Citation
 | first1=A.
 | last1=Coc
 | first2= E.
 | last2=Vangioni-Flam
 | first3=P.
 | last3=Descouvemont
 | first4=A.
 | last4=Adahchour
 | first5=C.
 | last5=Angulo
 | title=Updated Big Bang Nucleosynthesis confronted to WMAP observations and to the Abundance of Light Elements
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=600
 | year= 2004
 | pages=544–552
 | doi=10.1086/380121
 | arxiv=astro-ph/0309480
 | issue=2
 }}
* {{Citation
 | last1=Cutler
 | first1=Curt
 | last2=Thorne
 | first2=Kip S.
 | contribution=An overview of gravitational wave sources
 | year=2002
 | title=Proceedings of 16th International Conference on General Relativity and Gravitation (GR16)
 | editor1-last=Bishop
 | editor1-first=Nigel
 | editor2-last=Maharaj
 | editor2-first=Sunil D.
 | publisher=World Scientific
 | isbn=981-238-171-6
 | arxiv=gr-qc/0204090
  }}
* {{Citation
  |first=Neal
  |last=Dalal
  |first2=Daniel E.
  |last2=Holz
  |first3=Scott A.
  |last3=Hughes
  |first4=Bhuvnesh
  |last4=Jain
  |title=Short GRB and binary black hole standard sirens as a probe of dark energy
  |journal=Phys.Rev.
  |volume=D74
  | year=2006
  | pages=063006
  | doi=10.1103/PhysRevD.74.063006
  |arxiv=astro-ph/0601275
  |issue=6
  }}
* {{Citation
 | first1=Karsten
 | last1=Danzmann
 | first2=Albrecht
 | last2=Rüdiger
 | title=LISA Technology—Concepts, Status, Prospects
 | journal=Class. Quant. Grav.
 | volume=20
 | year=2003
 | pages=S1–S9
 | url=http://www.srl.caltech.edu/lisa/documents/KarstenAlbrechtOverviewCQG20-2003.pdf
 | format=PDF
 | doi=10.1088/0264-9381/20/10/301
 | issue=10
 | access-date=2009-01-20
 | archive-date=2007-09-26
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20070926105922/http://www.srl.caltech.edu/lisa/documents/KarstenAlbrechtOverviewCQG20-2003.pdf
 | dead-url=yes
 }}
* {{Citation
 | last= Dirac
 | first=Paul
 | author-link=Paul Dirac
 | title=General Theory of Relativity
 | publisher=Princeton University Press
 | year=1996
 | isbn=0-691-01146-X
 }}
* {{Citation
 | last = Donoghue
 | first=John F.
 | contribution=Introduction to the Effective Field Theory Description of Gravity
 | year=1995
 | editor-last=Cornet
 | editor-first=Fernando
 | title=Effective Theories: Proceedings of the Advanced School, [[Almuñécar]], Spain, 26 June–1 July 1995
 | isbn=9810229089
 | publisher = World Scientific
 | location = Singapore
 | arxiv = gr-qc/9512024
}}
* {{Citation
 | last=Duff
 | first=Michael
 | author-link=Michael Duff
 | title=M-Theory (the Theory Formerly Known as Strings)
 | journal=Int. J. Mod. Phys.
 | volume=A11
 | year=1996
 | pages=5623–5641
 | doi=10.1142/S0217751X96002583
 | arxiv=hep-th/9608117
 | issue=32
 }}
* {{Citation
 | last=Ehlers
 | first = Jürgen
 | author-link=Jürgen Ehlers
 | contribution=Survey of general relativity theory
 | editor-last=Israel
 | editor-first=Werner
 | title=Relativity, Astrophysics and Cosmology
 | year=1973
 | publisher=D. Reidel
 | pages=1–125
 | isbn=90-277-0369-8
 }}
* {{Citation
 | last1=Ehlers
 | first1=Jürgen
 | last2=Falco
 | first2=Emilio E.
 | last3=Schneider
 | first3=Peter
 | title=Gravitational lenses
 | publisher=Springer
 | year=1992
 | isbn=3-540-66506-4
   }}
* {{Citation
 | editor-last=Ehlers
 | editor-first=Jürgen
 | editor2-last=Lämmerzahl
 | editor2-first=Claus
 | title=Special Relativity—Will it Survive the Next 101 Years?
 | publisher=Springer
 | year=2006
 | isbn=3-540-34522-1
  }}
* {{Citation
 | last=Ehlers
 | first = Jürgen
 | last2= Rindler
 | first2=Wolfgang
 | authorlink2=Wolfgang Rindler
 | title=Local and Global Light Bending in Einstein's and other Gravitational Theories
 | journal=General Relativity and Gravitation
 | volume =29
 | year=1997
 | doi=10.1023/A:1018843001842
 | pages= 519–529
 | issue=4}}
* {{Citation
 |last       = Einstein
 |first      = Albert
 |authorlink = Albert Einstein
 |year       = 1907
 |title      = Über das Relativitätsprinzip und die aus demselben gezogene Folgerungen
 |journal    = Jahrbuch der Radioaktivitaet und Elektronik
 |volume     = 4
 |pages      = 411
 |url        = http://www.soso.ch/wissen/hist/SRT/E-1907.pdf
 |format     = PDF
 |accessdate = 2008-05-05
}}
* {{Citation
 | last=Einstein
 | first=Albert
 | authorlink=Albert Einstein
 | year=1915
 | title=Die Feldgleichungen der Gravitation
 | journal=Sitzungsberichte der Preussischen Akademie der Wissenschaften zu Berlin
 | pages=844–847
 | url=http://nausikaa2.mpiwg-berlin.mpg.de/cgi-bin/toc/toc.x.cgi?dir=6E3MAXK4&step=thumb
 | accessdate=2006-09-12
 }}
* {{Citation
 |last       = Einstein
 |first      = Albert
 |authorlink = Albert Einstein
 |title      = Die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie
 |journal    = Annalen der Physik
 |volume     = 49
 |year       = 1916
 |url        = http://www.alberteinstein.info/gallery/gtext3.html
 |format     = [[PDF]]
 |accessdate = 2006-09-03
}}
* {{Citation
 | last= Einstein
 | first=Albert
 | authorlink=Albert Einstein
 | title=Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie
 | year=1917
 | journal=Sitzungsberichte der Preußischen Akademie der Wissenschaften
 | pages=142
 }}
* {{Citation
 | first1=George F R
 | last1=Ellis
 | author-link=George Ellis
 | first2=Henk
 | last2=van Elst
 | contribution=Cosmological models (Cargèse lectures 1998)
 | title=Theoretical and Observational Cosmology
 | editor-first=Marc
 | editor-last=Lachièze-Rey
 | publisher=Kluwer
 | year=1999
 | pages=1–116
 | arxiv=gr-qc/9812046
  }}
* {{Citation
 | first1=C. W. F.
 | last1=Everitt
 | first2= S.
 | last2= Buchman
 | first3= D. B.
 | last3= DeBra
 | first4= G. M.
 | last4= Keiser
 | contribution=Gravity Probe B: Countdown to launch
 | title=Gyros, Clocks, and Interferometers: Testing Relativistic Gravity in Space (Lecture Notes in Physics 562)
 | editor-last1=Lämmerzahl,
 | editor-first2= C. W. F.
 | editor-last2= Everitt, and
 | editor-first3= F. W.
 | editor-last3= Hehl
 | publisher=Springer
 | year=2001
 | pages= 52–82
 | isbn=3-540-41236-0
 | editor-first= C.
 }}
* {{Citation
 | first1=C. W. F.
 | last1=Everitt
 | first2=Bradford
 | last2=Parkinson
 | first3=Bob
 | last3=Kahn
 | year=2007
 | title=The Gravity Probe B experiment. Post Flight Analysis—Final Report (Preface and Executive Summary)
 | url=http://einstein.stanford.edu/content/exec_summary/GP-B_ExecSum-scrn.pdf
 | format=PDF
 | accessdate=2007-08-05
 | publisher=Project Report: NASA, Stanford University and Lockheed Martin
 }}
* {{Citation
 | last=Falcke
 | first=Heino
 | last2=Melia
 | first2=Fulvio
 | last3=Agol
 | first3=Eric
 | title=Viewing the Shadow of the Black Hole at the Galactic Center
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=528
 | pages=L13–L16
 | year=2000
 | doi=10.1086/312423
 | arxiv=astro-ph/9912263
 | pmid=10587484
 | issue=1
  }}
* {{Citation
 | last1=Flanagan
 | first1=Éanna É.
 | first2=Scott A.
 | last2=Hughes
 | title=The basics of gravitational wave theory
 | journal=New J.Phys.
 | volume= 7
 | year=2005
 | pages= 204
 | doi=10.1088/1367-2630/7/1/204
 | arxiv=gr-qc/0501041
  }}
* {{Citation
 | first=José A.
 | last=Font
 | title=Numerical Hydrodynamics in General Relativity
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=6
 | year=2003
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2003-4
 | accessdate=2007-08-19
 }}
* {{Citation
 | first=Yvonne
 | last= Fourès-Bruhat
 | title= Théoréme d'existence pour certains systémes d'équations aux derivées partielles non linéaires
 | journal= Acta Mathematica
 | volume=88
 | doi=10.1007/BF02392131
 | year=1952
 | pages=141–225
 }}
* {{Citation
 | first=Jörg
 | last=Frauendiener
 | title=Conformal Infinity
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=7
 | year=2004
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2004-1
 | accessdate=2007-07-21
 }}
* {{Citation
 | last=Friedrich
 | first=Helmut
 | title=Is general relativity 'essentially understood'?
 | journal=Annalen Phys.
 | volume=15
 | year=2005
 | pages=84–108
 | doi=10.1002/andp.200510173
 | arxiv=gr-qc/0508016
 }}
* {{Citation
 | last=Futamase
 | first=T.
 | last2=Itoh
 | first2=Y.
 | year=2006
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2007-2
 | title=The Post-Newtonian Approximation for Relativistic Compact Binaries
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=10
 | access-date=2008-02-29
 }}
* {{Citation
 | last=Gamow
 | first=George
 | author-link=George Gamow
 | title=My World Line
 | year=1970
 | isbn=0670503762
 | publisher=Viking Press
 }}
* {{Citation
 | last=Garfinkle
 | first=David
 | title=Of singularities and breadmaking
 | url=http://www.einstein-online.info/en/spotlights/singularities_bkl/index.html
 | journal=[http://www.einstein-online.info/en Einstein Online]
 | year=2007
 | accessdate=2007-08-03
 | archive-date=2007-08-10
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20070810114535/http://www.einstein-online.info/en/spotlights/singularities_bkl/index.html
 | dead-url=yes
 }}
* {{Citation
  | first=Robert
  | last=Geroch
  | authorlink=Robert Geroch
  | title=Partial Differential Equations of Physics
  | year=1996
  | access-date=2008-02-28
  | arxiv=gr-qc/9602055
  }}
* {{Citation
 | last=Giulini
 | first=Domenico
 | title=Special Relativity: A First Encounter
 | publisher=Oxford University Press
 | isbn=0-19-856746-4
 | year=2005
 }}
* {{Citation
 | last=Giulini
 | first=Domenico
 | contribution=Algebraic and Geometric Structures in Special Relativity
 | editor-last=Ehlers
 | editor-first=Jürgen
 | editor2-last=Lämmerzahl
 | editor2-first=Claus
 | title=Special Relativity—Will it Survive the Next 101 Years?
 | publisher=Springer
 | year=2006a
 | isbn=3-540-34522-1
 | pages=45–111
 | arxiv=math-ph/0602018
 }}
* {{Citation
 | last=Giulini
 | first=Domenico
 | contribution=Some remarks on the notions of general covariance and background independence
 | editor-last=Stamatescu
 | editor-first=I. O.
 | title=An assessment of current paradigms in the physics of fundamental interactions
 | publisher=Springer
 | year=2006b
 | isbn=
 | arxiv=gr-qc/0603087
 }}
* {{Citation
 | last=Gnedin
 | first=Nickolay Y.
 | title=Digitizing the Universe
 | journal=Nature
 | volume=435
 | year=2005
 | doi=10.1038/435572a
 | pages=572–573
 | issue=7042
 | pmid=15931201
 }}
* {{Citation
 | first=Hubert F. M.
 | last=Goenner
 | title=On the History of Unified Field Theories
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=7
 | year=2004
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2004-2
 | access-date=2008-02-28
 }}
* {{Citation
 | last=Goroff
 | first=Marc H.
 | last2=Sagnotti
 | first2=Augusto
 | title=Quantum gravity at two loops
 | year=1985
 | journal=Phys. Lett.
 | volume=160B
 | doi=10.1016/0370-2693(85)91470-4
 | pages=81–86
 }}
* {{Citation
 | first=Eric
 | last=Gourgoulhon
 | title=3+1 Formalism and Bases of Numerical Relativity
 | year=2007
 | arxiv=gr-qc/0703035
 }}
* {{Citation
 | first=Robert H.
 | last=Gowdy
 | title=Gravitational Waves in Closed Universes
 | journal=Phys. Rev. Lett.
 | volume=27
 | pages=826–829
 | year=1971
 | doi=10.1103/PhysRevLett.27.826
 | issue=12
 }}
* {{Citation
 | first=Robert H.
 | last=Gowdy
 | title=Vacuum spacetimes with two-parameter spacelike isometry groups and compact invariant hypersurfaces: Topologies and boundary conditions
 | journal=Ann. Phys. (N.Y.)
 | volume= 83
 | pages=203–241
 | doi=10.1016/0003-4916(74)90384-4
 | year=1974
 }}
* {{Citation
 | last=Green
 | first=M. B.
 | author-link=Michael Green (physicist)
 | last2=Schwarz
 | first2=J. H.
 | author2-link=John H. Schwarz
 | last3=Witten
 | first3=E.
 | author3-link=Edward Witten
 | title=Superstring theory. Volume 1: Introduction
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=1987
 | isbn=0-521-35752-7
 }}
* {{Citation
 | last=Greenstein
 | first=J. L.
 | last2=Oke
 | first2=J. B.
 | last3=Shipman
 | first3=H. L.
 | title=Effective Temperature, Radius, and Gravitational Redshift of Sirius B
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=169
 | pages=563
 | year=1971
 | doi=10.1086/151174
 | bibcode=1971ApJ...169..563G
 }}
* {{Citation
 | last=Hafele
 | first= J.
 | last2 = Keating
 | first2=R.
 | year=1972a
 | title=Around the world atomic clocks:predicted relativistic time gains
 | journal=Science
 | volume = 177
 | pages=166–168
 | doi=10.1126/science.177.4044.166
 | pmid=17779917
 | issue=4044
 }}
* {{Citation
 | last=Hafele
 | first= J.
 | last2 = Keating
 | first2= R.
 | year=1972b
 | title=Around the world atomic clocks: observed relativistic time gains
 | journal=Science
 | volume = 177
 | pages=168–170
 | doi=10.1126/science.177.4044.168
 | pmid=17779918
 | issue=4044
 }}
* {{Citation
 | last=Havas
 | first=P.
 | title=Four-Dimensional Formulation of Newtonian Mechanics and Their Relation to the Special and the General Theory of Relativity
 | journal=Rev. Mod. Phys.
 | volume=36
 | year=1964
 | pages=938–965
 | doi=10.1103/RevModPhys.36.938
 | issue=4   }}
* {{Citation
 | last=Hawking
 | first=Stephen W.
 | author-link=Stephen W. Hawking
 | year=1966
 | title=The occurrence of singularities in cosmology
 | journal=Proceedings of the Royal Society of London
 | volume=A294
 | url=http://links.jstor.org/sici?sici=0080-4630%2819661018%29294%3A1439%3C511%3ATOOSIC%3E2.0.CO%3B2-Y
 | pages=511–521
 | issue=1439
 | issn=0080-4630
 }}
* {{Citation
 | last=Hawking
 | first=S. W.
 | year=1975
 | title=Particle Creation by Black Holes
 | journal=Communications in Mathematical Physics
 | volume=43
 | pages=199–220
 | doi=10.1007/BF02345020
 | issue=3
  }}
* {{Citation
 | last=Hawking
 | first=Stephen W.
 | contribution=Quantum cosmology
 | pages =631–651
 | editor2-last=Israel
 | editor2-first=Werner
 | editor1-last=Hawking
 | editor1-first=Stephen W.
 | title=300 Years of Gravitation
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=1987
 | isbn=0-521-37976-8
 }}
* {{Citation
 | last1=Hawking
 | first1=Stephen W.
 | last2=Ellis
 | first2=George F. R.
 | author2-link=George Ellis
 | title=The large scale structure of spacetime
 | publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0-521-09906-4
 | year=1973
 }}
* {{Citation
 | last=Heckmann
 | first=O. H. L.
 | last2=Schücking
 | first2=E.
 | contribution=Newtonsche und Einsteinsche Kosmologie
 | editor-last=Flügge
 | editor-first=S.
 | title=Encyclopedia of Physics
 | volume=53
 | pages=489
 | year=1959
 }}
* {{Citation
 | last=Heusler
 | first=Markus
 | title=Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=1
 | year=1998
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-1998-6
 | accessdate=2007-08-04
 }}
* {{Citation
 | last=Heusler
 | first=Markus
 |  title=Black Hole Uniqueness Theorems
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=1996
 | isbn=0-521-56735-1
 }}
* {{Citation
 | last=Hey
 | first=Tony
 | last2=Walters
 | first2=Patrick
 | title=The new quantum universe
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=2003
 | isbn=0-521-56457-3
 }}
* {{Citation
 | first1=Jim
 | last1=Hough
 | first2=Sheila
 | last2=Rowan
 | title=Gravitational Wave Detection by Interferometry (Ground and Space)
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=3
 | year=2000
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2000-3
 | accessdate=2007-07-21
 }}
* {{Citation
 | last=Hubble
 | first=Edwin
 | author-link=Edwin Hubble
 | title=A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae
 | journal=Proc. Nat. Acad. Sci.
 | volume=15
 | pages=168–173
 | year=1929
 | url=http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168.pdf
 | format=PDF
 | doi=10.1073/pnas.15.3.168
 | pmid=16577160
 | issue=3
 | pmc=522427
 }}
* {{Citation
 | last1=Hulse
 | first1=Russell A.
 | author-link=Russell Alan Hulse
 | last2=Taylor
 | first2=Joseph H.
 | author2-link=Joseph Hooton Taylor, Jr.
 | journal=Astrophys. J.
 | title=Discovery of a pulsar in a binary system
 | volume=195
 | year=1975
 | pages=L51–L55
 | doi=10.1086/181708
 | bibcode=1975ApJ...195L..51H
 }}
* {{Citation
 | last=Ibanez
 | first=L. E.
 | title=The second string (phenomenology) revolution
 | journal=Class. Quant. Grav.
 | volume=17
 | year=2000
 | pages=1117–1128
 | doi=10.1088/0264-9381/17/5/321
 | arxiv=hep-th/9911499
 | issue=5
 }}
* {{Citation
 | last=Isham
 | first=Christopher J.
 | author-link=Christopher Isham
 | contribution=Prima facie questions in quantum gravity
 | editor-last=Ehlers
 | editor-first=Jürgen
 | editor2-last=Friedrich
 | editor2-first=Helmut
 | title=Canonical Gravity: From Classical to Quantum
 | year=1994
 | publisher=Springer
 | isbn=3-540-58339-4
 }}
* {{Citation
 | last=Israel
 | first=Werner
 | author-link=Werner Israel
 | year= 1971
 | title=Event Horizons and Gravitational Collapse
 | journal= General Relativity and Gravitation
 | volume= 2
 | doi=10.1007/BF02450518
 | pages= 53–59
 }}
* {{Citation
 | last=Israel
 | first=Werner
 | contribution=Dark stars: the evolution of an idea
 | editor2-last=Israel
 | editor2-first=Werner
 | editor1-last=Hawking
 | editor1-first=Stephen W.
 | title=300 Years of Gravitation
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=1987
 | pages=199–276
 | isbn=0-521-37976-8
 }}
* {{Citation
 | last = Janssen
 | first = Michel
 | title = Of pots and holes: Einstein's bumpy road to general relativity
 | journal = Ann. Phys. (Leipzig)
 | volume = 14
 | year = 2005
 | pages = 58–85
 | url = http://www.tc.umn.edu/~janss011/pdf%20files/potsandholes.pdf
 | format = PDF
 | doi = 10.1002/andp.200410130
 }}
* {{Citation
 | first1=Piotr
 | last1=Jaranowski
 | first2=Andrzej
 | last2=Królak
 | title=Gravitational-Wave Data Analysis. Formalism and Sample Applications: The Gaussian Case
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=8
 | year=2005
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2005-3
 | accessdate=2007-07-30
 }}
* {{Citation
 | last=Kahn
 | first=Bob
 | year=1996–2008
 | title=Gravity Probe B Website
 | url=http://einstein.stanford.edu/
 | access-date=2008-05-21
 | publisher=Stanford University
 }}
* {{Citation
 | last=Kahn
 | first=Bob
 | date=14 aprilie 2007
 | url=http://einstein.stanford.edu/content/press_releases/SU/pr-aps-041807.pdf
 | format=PDF
 | title=Was Einstein right? Scientists provide first public peek at Gravity Probe B results (Stanford University Press Release)
 | publisher=Stanford University News Service
 }}
* {{Citation
 | last=Kamionkowski
 | first=Marc
 | first2=Arthur
 | last2=Kosowsky
 | first3=Albert
 | last3=Stebbins
 | title=Statistics of Cosmic Microwave Background Polarization
 | journal=Phys. Rev.
 | volume=D55
 | year=1997
 | pages=7368–7388
 | doi=10.1103/PhysRevD.55.7368
 | arxiv=astro-ph/9611125
 | issue=12
 }}
* {{Citation
 | last=Kennefick
 | first=Daniel
 | contribution=Astronomers Test General Relativity: Light-bending and the Solar Redshift
 | pages=178–181
 | editor-last=Renn
 | editor-first=Jürgen
 | title=One hundred authors for Einstein
 | year=2005
 | publisher = Wiley-VCH
 | isbn=3-527-40574-7 }}
* {{Citation
 | last=Kennefick
 | first=Daniel
 | year=2007
 | contribution=Not Only Because of Theory: Dyson, Eddington and the Competing Myths of the 1919 Eclipse Expedition
 | title=Proceedings of the 7th Conference on the History of General Relativity, Tenerife, 2005
 | arxiv=0709.0685
 }}
* {{Citation
 | last=Kenyon
 | first=I. R.
 | title=General Relativity
 | publisher=Oxford University Press
 | year=1990
 | isbn=0-19-851996-6
 }}
* {{Citation
 | first=C.S.
 | last=Kochanek
 | first2=E.E.
 | last2=Falco
 | first3=C.
 | last3=Impey
 | first4=J.
 | last4=Lehar
 | title=CASTLES Survey Website
 | url=http://cfa-www.harvard.edu/castles
 | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | accessdate=2007-08-21
 | year=2007
 }}
* {{Citation
 | last=Komar
 | first=Arthur
 | title=Covariant Conservation Laws in General Relativity
 | doi=10.1103/PhysRev.113.934
 | journal=Phys. Rev.
 | volume=113
 | pages=934–936
 | year=1959
 | issue=3
 }}
* {{Citation
 | last=Kramer
 | first=Michael
 | contribution=Millisecond Pulsars as Tools of Fundamental Physics
 | pages=33–54
 | editor-last=Karshenboim
 | editor-first=S. G.
 | title=Astrophysics, Clocks and Fundamental Constants (Lecture Notes in Physics Vol. 648)
 | publisher=Springer
 | year=2004
 | arxiv=astro-ph/0405178
 | editor6-last=Peik
 | editor8-first=E.
   }}
* {{Citation
 | last=Kramer
 | first=M.
 | first2=I. H.
 | last2=Stairs
 | first3=R. N.
 | last3=Manchester
 | first4=M. A.
 | last4=McLaughlin
 | year=2006
 | title=Tests of general relativity from timing the double pulsar
 | journal=Science
 | volume=314
 | pages=97–102
 | doi=10.1126/science.1132305
 | pmid=16973838
 | arxiv=astro-ph/0609417
 | last5=Lyne
 | first5=A. G.
 | last6=Ferdman
 | first6=R. D.
 | last7=Burgay
 | first7=M.
 | last8=Lorimer
 | first8=D. R.
 | last9=Possenti
 | first9=A.
 | issue=5796
  }}
* {{Citation
 | last=Kraus
 | first=Ute
 | year=1998
 | contribution=Light Deflection Near Neutron Stars
 | title=Relativistic Astrophysics
 | publisher=Vieweg
 | isbn=352-806909-0
 | pages=66–81
  }}
* {{Citation
 | last=Kuchař
 | first=Karel
 | contribution=Canonical Quantization of Gravity
 | editor-last=Israel
 | editor-first=Werner
 | title=Relativity, Astrophysics and Cosmology
 | year=1973
 | publisher=D. Reidel
 | pages=237–288
 | isbn=90-277-0369-8
 }}
* {{Citation
 | last=Künzle
 | first=H. P.
 | title=Galilei and Lorentz Structures on spacetime: comparison of the corresponding geometry and physics
 | journal=Ann. Inst. Henri Poincaré a
 | volume=17
 | year=1972
 | pages=337–362
 | url=http://www.numdam.org/item?id=AIHPA_1972__17_4_337_0
 }}
* {{Citation
 | last=Lahav
 | first=Ofer
 | first2=Yasushi
 | last2=Suto
 | year=2004
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2004-8
 | title=Measuring our Universe from Galaxy Redshift Surveys
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=7
 | access-date=2007-08-19
 }}
* {{Citation
 | last=Landgraf
 | first=M.
 | first2=M.
 | last2=Hechler
 | first3=S.
 | last3=Kemble
 | year=2005
 | title=Mission design for LISA Pathfinder
 | journal=Class. Quant. Grav.
 | volume=22
 | pages=S487–S492
 | doi=10.1088/0264-9381/22/10/048
 | arxiv=gr-qc/0411071
 | issue=10
 }}
* {{Citation
 | last=Lehner
 | first=Luis
 | title=Numerical Relativity: A review
 | journal =Class. Quant. Grav.
 | volume=18
 | year=2001
 | pages=R25–R86
 | doi=10.1088/0264-9381/18/17/202
 | arxiv=gr-qc/0106072
 | issue=17
 }}
* {{Citation
 | last=Lehner
 | first=Luis
 | year=2002
 | title=Numerical Relativity: Status and Prospects
 | arxiv=gr-qc/0202055
 }}
* {{Citation
 | author-link=Andrei Linde
 | last=Linde
 | first=Andrei
 | year=1990
 | title=Particle Physics and Inflationary Cosmology
 | publisher=Harwood
 | isbn=3718604892
 | arxiv=hep-th/0503203
 }}
* {{Citation
 | author-link=Andrei Linde
 | last=Linde
 | first=Andrei
 | year=2005
 | journal=J. Phys. Conf. Ser.
 | title=Towards inflation in string theory
 | volume=24
 | pages=151–160
 | doi=10.1088/1742-6596/24/1/018
 | arxiv=hep-th/0503195
 }}

* {{Citation
 | last=Loll
 | first=Renate
 | title=Discrete Approaches to Quantum Gravity in Four Dimensions
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=1
 | year=1998
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-1998-13
 | access-date=2008-03-09
 }}
* {{Citation
 | last=Lovelock
 | first=David
 | title=The Four-Dimensionality of Space and the Einstein Tensor
 | journal=J. Math. Phys.
 | volume=13
 | year=1972
 | pages=874–876
 | doi=10.1063/1.1666069
 | issue=6
  }}
* {{Citation
 | last=MacCallum
 | first=M.
 | contribution=Finding and using exact solutions of the Einstein equations
 | title=A Century of Relativity Physics (ERE05, the XXVIII Spanish Relativity Meeting)
 | editor-first=L.
 | editor-last=Mornas
 | editor2-first=J. D.
 | editor2-last=Alonso
 | publisher=American Institute of Physics
 | year=2006
 | arxiv=gr-qc/0601102
 }}
* {{Citation
 | last=Maddox
 | first=John
 | authorlink=John Maddox
 | title=What Remains To Be Discovered
 | publisher=Macmillan
 | year=1998
 | isbn=0-684-82292-X
 }}
* {{Citation
 | last=Mannheim
 | first=Philip D.
 | year=2006
 | title=Alternatives to Dark Matter and Dark Energy
 | journal=Prog. Part. Nucl. Phys.
 | volume=56
 | pages=340–445
 | doi=10.1016/j.ppnp.2005.08.001
 | arxiv=astro-ph/0505266v2
 | issue=2
 }}
* {{Citation
 | last=Mather
 | first=J. C.
 | author-link=John C. Mather
 | first2=E. S.
 | last2=Cheng
 | first3=D. A.
 | last3=Cottingham
 | first4=R. E.
 | last4=Eplee
 | year=1994
 | title=Measurement of the cosmic microwave spectrum by the COBE FIRAS instrument
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=420
 | pages=439–444
 | doi=10.1086/173574
 | bibcode=1994ApJ...420..439M
 | last5=Fixsen
 | first5=D. J.
 | last6=Hewagama
 | first6=T.
 | last7=Isaacman
 | first7=R. B.
 | last8=Jensen
 | first8=K. A.
 | last9=Meyer
 | first9=S. S.
 }}
* {{Citation
 | last=Mermin
 | first=N. David
 | authorlink=David Mermin
 | title=It's About Time. Understanding Einstein's Relativity
 | publisher= Princeton University Press
 | year=2005
 | isbn=0-691-12201-6
  }}
* {{Citation
 | last=Messiah
 | first=Albert
 | title=Quantum Mechanics
 | publisher=Dover Publications
 | year=1999
 | isbn=0486409244
 }}
* {{Citation
 | last=Miller
 | first=Cole
 | year=2002
 | url=http://www.astro.umd.edu/~miller/teaching/astr606/
 | title=Stellar Structure and Evolution (Lecture notes for Astronomy 606)
 | publisher=University of Maryland
 | access-date=2007-07-25
 }}
* {{Citation
 | first=Charles W.
 | last=Misner
 | author-link=Charles W. Misner
 | first2=Kip. S.
 | last2=Thorne
 | author2-link=Kip Thorne
 | first3=John A.
 | last3=Wheeler
 | author3-link=John A. Wheeler
 | title=Gravitation
 | publisher= W. H. Freeman
 | year=1973
 | isbn=0-7167-0344-0
 }}
* {{Citation
 | last=Narayan
 | first=Ramesh
 | year=2006
 | doi=10.1088/1367-2630/7/1/199
 | title=Black holes in astrophysics
 | journal=New Journal of Physics
 | volume=7
 | pages=199
 | arxiv=gr-qc/0506078
 }}
* {{Citation
 | last1=Narayan
 | first1=Ramesh
 | last2=Bartelmann
 | first2=Matthias
 | title=Lectures on Gravitational Lensing
 | year=1997
 | arxiv=astro-ph/9606001
 }}
* {{Citation
 |last=Narlikar
 |first=Jayant V.
 |author-link=Jayant Narlikar
 |title=Introduction to Cosmology
 |publisher=Cambridge University Press
 |year=1993
 |isbn=0-521-41250-1
 }}
* {{Citation
 | last=Nieto
 | first=Michael Martin
 | title=The quest to understand the Pioneer anomaly
 | journal=EurophysicsNews
 | volume=37(6)
 | year=2006
 | pages=30–34
 | url=http://www.europhysicsnews.com/full/42/article4.pdf
 | format=PDF
 | access-date=2009-01-20
 | archive-date=2007-06-29
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20070629140354/http://www.europhysicsnews.com/full/42/article4.pdf
 | dead-url=yes
 }}
* {{Citation
 | last = Nordström
 | first = Gunnar
 | authorlink = Gunnar Nordström
 | year = 1918
 | title = On the Energy of the Gravitational Field in Einstein's Theory
 | journal = Verhandl. Koninkl. Ned. Akad. Wetenschap.,
 | volume = 26
 | url = http://www.digitallibrary.nl/proceedings/search/detail.cfm?pubid=2146&view=image&startrow=1
 | pages = 1238–1245
 | access-date = 2009-01-20
 | archive-date = 2009-01-26
 | archive-url = https://web.archive.org/web/20090126185636/http://www.digitallibrary.nl/proceedings/search/detail.cfm?pubid=2146&view=image&startrow=1
 | dead-url = yes
 }}
* {{Citation
 | last=Nordtvedt
 | first=Kenneth
 | year=2003
 | title=Lunar Laser Ranging—a comprehensive probe of post-Newtonian gravity
 | arxiv=gr-qc/0301024
 }}
* {{Citation
 | first=John D.
 | last=Norton
 | title=What was Einstein's principle of equivalence?
 | journal=Studies in History and Philosophy of Science
 | year=1985
 | volume=16
 | pages=203–246
 | accessdate=2007-06-11
 | url=http://www.pitt.edu/~jdnorton/papers/ProfE_re-set.pdf
 | format=PDF
 | doi=10.1016/0039-3681(85)90002-0
 | issue=3
 }}
* {{Citation
 |last=Ohanian
 |first=Hans C.
 |last2=Ruffini
 |first2=Remo
 |title=Gravitation and Spacetime|coauthors=Ruffini
 |year=1994
 |publisher=W. W. Norton & Company
 |isbn=0-393-96501-5
 }}
* {{Citation
 | last=Olive
 | first=K. A.
 | first2=E. A.
 | last2=Skillman
 | year=2004
 | title=A Realistic Determination of the Error on the Primordial Helium Abundance
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=617
 | pages=29–49
 | doi=10.1086/425170
 | arxiv=astro-ph/0405588
 }}
* {{Citation
 | last=O'Meara
 | first=John M.
 | first2=David
 | last2=Tytler
 | first3=David
 | last3=Kirkman
 | first4=Nao
 | last4=Suzuki
 | year=2001
 | title=The Deuterium to Hydrogen Abundance Ratio Towards a Fourth QSO: HS0105+1619
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=552
 | pages=718–730
 | doi=10.1086/320579
 | arxiv=astro-ph/0011179
 | last5=Prochaska
 | first5=Jason X.
 | last6=Lubin
 | first6=Dan
 | last7=Wolfe
 | first7=Arthur M.
 | issue=2
 }}
* {{Citation
 | author-link=Robert Oppenheimer
 | last=Oppenheimer
 | first=J. Robert
 | first2=H.
 | last2=Snyder
 | year=1939
 | title=On continued gravitational contraction
 | journal=Physical Review
 | volume=56
 | pages=455–459
 | doi=10.1103/PhysRev.56.455
 | issue=5
 }}
* {{Citation
 | last=Overbye
 | first=Dennis
 | author-link=Dennis Overbye
 | title=Lonely Hearts of the Cosmos: the story of the scientific quest for the secret of the Universe
 | publisher=Back Bay
 | year=1999
 | isbn=0316648965
 }}
* {{Citation
 | last = Pais
 | first = Abraham
 | authorlink=Abraham Pais
 | title = 'Subtle is the Lord...' The Science and life of Albert Einstein
 | publisher = Oxford University Press
 | year = 1982
 | isbn = 0-19-853907-X }}
* {{Citation
 | last=Peacock
 | first=John A.
 | year=1999
 | title=Cosmological Physics
 | publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0-521-41072-X
 }}
* {{Citation
 | last=Peebles
 | first=P. J. E.
 | author-link=Jim Peebles
 | year=1966
 | title=Primordial Helium abundance and primordial fireball II
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=146
 | pages=542–552
 | doi=10.1086/148918
 | bibcode=1966ApJ...146..542P
 }}
* {{Citation
 | last=Peebles
 | first=P. J. E.
 | title=Principles of physical cosmology
 | publisher= Princeton University Press
 | year=1993
 | isbn=0-691-01933-9
 }}
* {{Citation
 | last=Peebles
 | first=P.J.E.
 | first2=D.N.
 | last2=Schramm
 | first3=E.L.
 | last3=Turner
 | first4=R.G.
 | last4=Kron
 | year=1991
 | doi=10.1038/352769a0
 | title=The case for the relativistic hot Big Bang cosmology
 | journal=Nature
 | volume=352
 | pages=769–776
 | issue=6338
 }}
* {{Citation
 | author-link=Roger Penrose
 | last=Penrose
 | first=Roger
 | year=1965
 | title=Gravitational collapse and spacetime singularities
 | journal=Physical Review Letters
 | volume=14
 | pages=57–59
 | doi=10.1103/PhysRevLett.14.57
 | issue=3
  }}
* {{Citation
 | author-link=Roger Penrose
 | last=Penrose
 | first=Roger
 | year=1969
 | title=Gravitational collapse: the role of general relativity
 | journal=Rivista del Nuovo Cimento
 | volume=1
 | pages=252–276
 }}
* {{Citation
 | last=Penrose
 | first=Roger
 | authorlink=Roger Penrose
 | title=The Road to Reality
 | publisher = A. A. Knopf
 | year=2004
 | isbn=0679454438
 }}
* {{Citation
 | author-link=Arno Penzias
 | last=Penzias
 | first=A. A.
 | author2-link=Robert W. Wilson
 | first2=R. W.
 | last2=Wilson
 | year=1965
 | title=A measurement of excess antenna temperature at 4080 Mc/s
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=142
 | pages=419–421
 | doi=10.1086/148307
 | bibcode=1965ApJ...142..419P
 }}
* {{Citation
 | last=Peskin
 | first=Michael E.
 | author-link=Michael Peskin
 | last2=Schroeder
 | first2=Daniel V.
 | title=An Introduction to Quantum Field Theory
 | publisher=Addison-Wesley
 | year=1995
 | isbn=0-201-50397-2
 }}
* {{Citation
 | first=Michael E.
 | last=Peskin
 | title=Dark Matter and Particle Physics
 | year=2007
 | arxiv=0707.1536
 }}
* {{Citation
 | last=Poisson
 | first=Eric
 | year=2004
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2004-6
 | title=The Motion of Point Particles in Curved Spacetime
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=7
 | access-date=2007-06-13
 }}
* {{Citation
 | last=Poisson
 | first=Eric
 | year=2004
 | title=A Relativist's Toolkit. The Mathematics of Black-Hole Mechanics
 | publisher= Cambridge University Press
 | isbn= 0-521-83091-5
 }}
* {{Citation
 | last=Polchinski
 | first=Joseph
 | year=1998a
 | title=String Theory Vol. I: An Introduction to the Bosonic String
 | publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0-521-63303-6
 | url=http://en.wikipedia.org/wiki/Joseph_Polchinski
 }}
* {{Citation
 | last=Polchinski
 | first=Joseph
 | year=1998b
 | title=String Theory Vol. II: Superstring Theory and Beyond
 | publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0-521-63304-4
 }}
* {{Citation
 | last=Pound
 | first=R. V.
 | first2=G. A.
 | last2=Rebka
 | year=1959
 | doi=10.1103/PhysRevLett.3.439
 | title=Gravitational Red-Shift in Nuclear Resonance
 | journal=Physical Review Letters
 | volume=3
 | pages= 439–441
 | issue=9
 }}
* {{Citation
 | last=Pound
 | first=R. V.
 | first2=G. A.
 | last2=Rebka
 | year=1960
 | doi=10.1103/PhysRevLett.4.337
 | title=Apparent weight of photons
 | journal=Phys. Rev. Lett.
 | volume=4
 | pages=337–341
 | issue=7
 }}
* {{Citation
 | last=Pound
 | first=R. V.
 | first2=J. L.
 | last2=Snider
 | year=1964
 | title=Effect of Gravity on Nuclear Resonance
 | journal=Phys. Rev. Lett.
 | volume=13
 | pages=539–540
 | doi=10.1103/PhysRevLett.13.539
 | issue=18
 }}
* {{Citation
 | last=Ramond
 | first=Pierre
 | authorlink=Pierre Ramond
 | title=Field Theory: A Modern Primer
 | publisher=Addison-Wesley
 | year=1990
 | isbn=0-201-54611-6
 }}
* {{Citation
 | last=Rees
 | first=Martin
 | title=Appearance of Relativistically Expanding Radio Sources
 | journal=Nature
 | volume=211
 | year=1966
 | pages=468–470
 | doi=10.1038/211468a0
 | issue=5048
 }}
* {{Citation
  | last = Reissner
  | first = H.
 | year = 1916
 | title = Über die Eigengravitation des elektrischen Feldes nach der Einsteinschen Theorie
 | journal = Annalen der Physik
 | volume = 355
 | pages = 106–120
 | doi=10.1002/andp.19163550905
  | issue = 9
 }}
* {{Citation
 | last=Remillard
 | first=Ronald A.
 | last2=Lin
 | first2=Dacheng
 | last3=Cooper
 | first3=Randall L.
 | last4=Narayan
 | first4=Ramesh
 | title=The Rates of Type I X-Ray Bursts from Transients Observed with RXTE: Evidence for Black Hole Event Horizons
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=646
 | pages=407–419
 | year=2006
 | doi=10.1086/504862
 | arxiv=astro-ph/0509758
 }}
* {{Citation
 | editor-first = Jürgen
 | editor-last = Renn
 | title = The Genesis of General Relativity (4 Volumes)
 | place = Dordrecht
 | publisher = Springer
 | year = 2007
 | isbn = 1-4020-3999-9 }}
* {{Citation
 | editor-first = Jürgen
 | editor-last = Renn
 | title = Albert Einstein—Chief Engineer of the Universe: Einstein's Life and Work in Context
 | place = Berlin
 | publisher = Wiley-VCH
 | year = 2005
 | isbn = 3-527-40571-2 }}
* {{Citation
 | first=Oscar A.
 | last=Reula
 | title=Hyperbolic Methods for Einstein's Equations
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=1
 | year=1998
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-1998-3
 | accessdate=2007-08-29
 }}
* {{Citation
 | last=Rindler
 | first=Wolfgang
 | author-link=Wolfgang Rindler
 | title=Relativity. Special, General and Cosmological
 | publisher=Oxford University Press
 | year=2001
 | isbn=0-19-850836-0
 }}
* {{Citation
 | last=Rindler
 | first=Wolfgang
 | title=Introduction to Special Relativity
 | publisher= Clarendon Press, Oxford
 | year=1991
 | isbn=0-19-853952-5
 }}
* {{Citation
 | last=Robson
 | first=Ian
 | year=1996
 | title=Active galactic nuclei
 | publisher=John Wiley
 | isbn=0471958530
 }}
* {{Citation
 | last=Roulet
 | first=E.
 | first2=S.
 | last2=Mollerach
 | year=1997
 | title=Microlensing
 | journal=Physics Reports
 | volume=279
 | pages=67–118
 | doi=10.1016/S0370-1573(96)00020-8
 | issue=2
  }}
* {{Citation
 | last=Rovelli
 | first=Carlo
 | author-link=Carlo Rovelli
 | year=2000
 | title=Notes for a brief history of quantum gravity
 | arxiv=gr-qc/0006061
 }}
* {{Citation
 | last=Rovelli
 | first=Carlo
 | title=Loop Quantum Gravity
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=1
 | year=1998
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-1998-1
 | access-date=2008-03-13
 }}
* {{Citation
 | last=Schäfer
 | first=Gerhard
 | year=2004
 | title=Gravitomagnetic Effects
 | journal=General Relativity and Gravitation
 | volume=36
 | pages=2223–2235
 | doi=10.1023/B:GERG.0000046180.97877.32
 | arxiv=gr-qc/0407116
 | issue=10
 }}
* {{Citation
 | last=Schödel
 | first=R.
 | first2=T.
 | last2=Ott
 | first3=R.
 | last3=Genzel
 | last4=Eckart
 | first4=A.
 | year=2003
 | title=Stellar Dynamics in the Central Arcsecond of Our Galaxy
 | journal=Astrophysical Journal
 | volume=596
 | pages=1015–1034
 | doi=10.1086/378122
 | arxiv=astro-ph/0306214
 | last5=Mouawad
 | first5=N.
 | last6=Alexander
 | first6=T.
 | issue=2
  }}
* {{Citation
 | last=Schutz
 | first=Bernard F.
 | title=A first course in general relativity
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=1985
 | isbn=0-521-27703-5
 }}
* {{Citation
 | last=Schutz
 | first=Bernard F.
 | contribution=Gravitational radiation
 | title=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics
 | editor-last=Murdin
 | editor-first=Paul
 | publisher=Grove's Dictionaries
 | isbn=1561592684
 | year=2001
  }}
* {{Citation
 | last=Schutz
 | first=Bernard F.
 | title=Gravity from the ground up
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=2003
 | isbn=0-521-45506-5
 }}
* {{Citation
 | last=Schwarz
 | first=John H.
 | author-link=John H. Schwarz
 | title=String Theory: Progress and Problems
 | year=2007
 | arxiv=hep-th/0702219
 }}
* {{Citation
 | last=Schwarzschild
 | first=Karl
 | author-link=Karl Schwarzschild
 | title=Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie
 | journal=Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.
 | year=1916a
 |pages=189–196
 }}
* {{Citation
 | last=Schwarzschild
 | first=Karl
 | author-link=Karl Schwarzschild
 | title=Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie
 | journal=Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.
 | pages=424–434
 | year=1916b
 }}
* {{Citation
 | last=Seidel
 | first=Edward
 | contribution=Numerical Relativity: Towards Simulations of 3D Black Hole Coalescence
 | title=Gravitation and Relativity: At the turn of the millennium (Proceedings of the GR-15 Conference, held at IUCAA, Pune, India, December 16–21, 1997)
 | editor-last=Narlikar
 | editor-first=J. V.
 | editor2-last=Dadhich
 | editor2-first=N.
 | publisher=IUCAA
 | isbn=81-900378-3-8
 | year=1998
 | arxiv=gr-qc/9806088
 }}
* {{Citation
 | last=Seljak
 | first=Uros̆
 | last2=Zaldarriaga
 | first2=Matias
 | title=Signature of Gravity Waves in the Polarization of the Microwave Background
 | journal=Phys. Rev. Lett.
 | volume=78
 | year=1997
 | doi=10.1103/PhysRevLett.78.2054
 | pages=2054–2057
 | arxiv=astro-ph/9609169
 | issue=11
 }}
* {{Citation
 |last=Shapiro
 | first=S. S.
 |last2=Davis
 | first2=J. L.
 |last3=Lebach
 | first3=D. E.
 |last4=Gregory
 | first4=J. S.
 | title=Measurement of the solar gravitational deflection of radio waves using geodetic very-long-baseline interferometry data, 1979–1999
 | journal=Phys. Rev. Lett.
 | volume=92
 | pages=121101
 | year=2004
 | doi=10.1103/PhysRevLett.92.121101
 |issue=12
 |pmid=15089661
 }}
* {{Citation
 | author-link=Irwin I. Shapiro
 | last=Shapiro
 | first=Irwin I.
 | year=1964
 | title=Fourth test of general relativity
 | journal=Phys. Rev. Lett.
 | volume=13
 | pages=789–791
 | doi=10.1103/PhysRevLett.13.789
 | issue=26
 }}
* {{Citation
 | author-link=Irwin I. Shapiro
 | last=Shapiro
 | first=I. I.
 | first2=Gordon H.
 | last2=Pettengill
 | first3=Michael E.
 | last3=Ash
 | first4=Melvin
 | last4=1968
 | doi=10.1103/PhysRevLett.20.1265
 | title=Fourth test of general relativity: preliminary results
 | journal=Phys. Rev. Lett.
 | volume=20
 | pages=1265–1269
 | year=1968
 | last5=Smith
 | first5=William
 | last6=Ingalls
 | first6=Richard
 | last7=Brockelman
 | first7=Richard
 | issue=22
 }}
* {{Citation
 | last=Singh
 | first=Simon
 | author-link=Simon Singh
 | title=Big Bang: The Origin of the Universe
 | publisher=Fourth Estate
 | year=2004
 | isbn=0007152515
 }}
* {{Citation
 | last=Sorkin
 | first=Rafael D.
 | author-link=Rafael Sorkin
 | contribution=Causal Sets: Discrete Gravity
 | editor-first=Andres
 | editor-last=Gomberoff
 | editor2-first=Donald
 | editor2-last=Marolf
 | title=Lectures on Quantum Gravity
 | year=2005
 | publisher=Springer
 | isbn=0-387-23995-2
 | arxiv=gr-qc/0309009
 }}
* {{Citation
 | last=Sorkin
 | first=Rafael D.
 | title=Forks in the Road, on the Way to Quantum Gravity
 | journal=Int. J. Theor. Phys.
 | volume=36
 | year=1997
 | doi=10.1007/BF02435709
 | pages=2759–2781
 | arxiv=gr-qc/9706002
 | issue=12
 }}
* {{Citation
 | last=Spergel
 | first=D. N.
 | first2=L.
 | last2=Verde
 | first3=H. V.
 | last3=Peiris
 | first4=E.
 | last4=Komatsu
 | year=2003
 | title=First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters
 | journal=Astrophys. J. Suppl.
 | volume=148
 | pages=175–194
 | doi=10.1086/377226
 | arxiv=astro-ph/0302209
 | last5=Nolta
 | first5=M. R.
 | last6=Bennett
 | first6=C. L.
 | last7=Halpern
 | first7=M.
 | last8=Hinshaw
 | first8=G.
 | last9=Jarosik
 | first9=N.
 }}
* {{Citation
 | first=D. N.
 | last=Spergel
 | first2=R.
 | last2=Bean
 | first3=O.
 | last3=Doré
 | first4=M. R.
 | last4=Nolta
 | title=Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology
 | journal=Astrophysical Journal Supplement
 | volume=170
 | pages=377–408
 | doi=10.1086/513700
 | year=2007
 | arxiv=astro-ph/0603449
 | last5=Bennett
 | first5=C. L.
 | last6=Dunkley
 | first6=J.
 | last7=Hinshaw
 | first7=G.
 | last8=Jarosik
 | first8=N.
 | last9=Komatsu
 | first9=E.
 | issue=2
 }}
* {{Citation
 | last=Springel
 | first=Volker
 | first2=Simon D. M.
 | last2=White
 | first3=Adrian
 | last3=Jenkins
 | first4=Carlos S.
 | last4=Frenk
 | year=2005
 | title=Simulations of the formation, evolution and clustering of galaxies and quasars
 | journal=Nature
 | volume=435
 | pages=629–636
 | doi=10.1038/nature03597
 | last5=Yoshida
 | first5=Naoki
 | last6=Gao
 | first6=Liang
 | last7=Navarro
 | first7=Julio
 | last8=Thacker
 | first8=Robert
 | last9=Croton
 | first9=Darren
 | issue=7042
 | pmid=15931216
 }}
* {{Citation
 | last=Stairs
 | first=Ingrid H.
 | year=2003
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2003-5
 | title=Testing General Relativity with Pulsar Timing
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=6
 | access-date=2007-07-21
 }}
* {{Citation
 | last=Stephani
 | first=H.
 | last2=Kramer
 | first2=D.
 | last3=MacCallum
 | first3=M.
 | last4=Hoenselaers
 | first4=C.
 | last5=Herlt
 | first5=E.
 | title=Exact Solutions of Einstein's Field Equations
 | edition=2
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=2003
 | isbn=0-521-46136-7
}}
* {{Citation
 | last=Synge
 | first=J. L.
 | author-link=John Lighton Synge
 | title=Relativity: The Special Theory
 | publisher=North-Holland Publishing Company
 | year=1972
 }}
* {{Citation
  | last=Szabados
  | first=László B.
  | title=Quasi-Local Energy-Momentum and Angular Momentum in GR
  | journal=Living Rev. Relativity
  | volume=7
  | year=2004
  | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2004-4
  | accessdate=2007-08-23
  }}
* {{Citation
 | last=Taylor
 | first=Joseph H.
 | author-link=Joseph Hooton Taylor, Jr.
 | year=1994
 | journal=Rev. Mod. Phys.
 | volume=66
 | pages=711–719
 | title=Binary pulsars and relativistic gravity
 | doi=10.1103/RevModPhys.66.711
 | issue=3
 }}
* {{Citation
 | last=Thiemann
 | first=Thomas
 | title=Loop Quantum Gravity: An Inside View
 | year=2006
 | arxiv=hep-th/0608210
 }}
* {{Citation
 | last=Thiemann
 | first=Thomas
 | title=Lectures on Loop Quantum Gravity
 | year=2003
 | journal=Lect. Notes Phys.
 | volume=631
 | pages=41–135
 }}
* {{Citation
 | last=Thorne
 | first=Kip S.
 | authorlink=Kip Thorne
 | contribution=Nonspherical Gravitational Collapse—A Short Review
 | editor-last=Klauder
 | editor-first=J.
 | title=Magic without Magic
 | pages=231–258
 | publisher=W. H. Freeman
 | year=1972
 }}
* {{Citation
 | last = Thorne
 | first=Kip S.
 | year = 1994
 | title = Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy
 | publisher = W W Norton & Company
 | isbn = 0-393-31276-3
}}
* {{Citation
 | last=Thorne
 | first=Kip S.
 | year=1995
 | title=Gravitational radiation
 | arxiv=gr-qc/9506086
  }}
* {{Citation
 | last=Townsend
 | first=Paul K.
 | title=Black Holes (Lecture notes)
 | year=1997
 | arxiv=gr-qc/9707012
 }}
* {{Citation
 | last=Townsend
 | first=Paul K.
 | title=Four Lectures on M-Theory
 | year=1996
 | arxiv=hep-th/9612121
 }}
* {{Citation
 | last=Traschen
 | first=Jenny
 | contribution=An Introduction to Black Hole Evaporation
 | editor-last=Bytsenko
 | editor-first=A.
 | editor2-last=Williams
 | editor2-first=F.
 | publisher=World Scientific
 | year=2000
 | title=Mathematical Methods of Physics (Proceedings of the 1999 Londrina Winter School)
 | arxiv=gr-qc/0010055
 }}
* {{Citation
 | first=Andrzej
 | last=Trautman
 | contribution=Einstein-Cartan theory
 | title=Encyclopedia of Mathematical Physics, Vol. 2
 | editor-first=J.-P.
 | editor-last=Francoise
 | editor2-first=G. L.
 | editor2-last=Naber
 | editor3-last=Tsou
 | editor3-first=S. T.
 | publisher=Elsevier
 | year=2006
 | pages= 189–195
 | arxiv=gr-qc/0606062
 }}
* {{Citation
 | author-link=Bill Unruh
 | last=Unruh
 | first=W. G.
 | year=1976
 | title=Notes on Black Hole Evaporation
 | journal=Phys. Rev. D
 | volume=14
 | pages=870–892
 | doi=10.1103/PhysRevD.14.870
 | issue=4
 }}
* {{Citation
 | last=Valtonen
 | first=M. J.
 | first2=H. J.
 | last2=Lehto
 | first3=K.
 | last3=Nilsson
 | first4=J.
 | last4=Heidt
 | first5=L. O.
 | last5=Takalo
 | title=A massive binary black-hole system in OJ 287 and a test of general relativity
 | journal=Nature
 | volume=452
 | pages=851–853
 | year=2008
 | doi=10.1038/nature06896
 | last6=Sillanpää
 | first6=A.
 | last7=Villforth
 | first7=C.
 | last8=Kidger
 | first8=M.
 | last9=Poyner
 | first9=G.
 | issue=7189
 | pmid=18421348
  }}
* {{Citation
 | last=Wald
 | first=Robert M.
 | author-link=Robert M. Wald
 | year=1975
 | title=On Particle Creation by Black Holes
 | journal=Commun. Math. Phys.
 | volume=45
 | pages=9–34
 | doi=10.1007/BF02345020
 | issue=3
 }}
* {{Citation
 | last=Wald
 | first=Robert M.
 | title={{Ill-wd|Q5532148|3=General Relativity}}
 | publisher=University of Chicago Press
 | year=1984
 | isbn=0-226-87033-2
 }}
* {{Citation
 | last=Wald
 | first=Robert M.
 | title=Quantum field theory in curved spacetime and black hole thermodynamics
 | publisher=University of Chicago Press
 | year=1994
 | isbn=0-226-87027-8
 }}
* {{Citation
 | last=Wald
 | first=Robert M.
 | year=2001
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2001-6
 | title=The Thermodynamics of Black Holes
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=4
 | access-date=2007-08-08
 }}
* {{Citation
 | last= Walsh
 | first= D.
 | last2=Carswell
 | first2=R. F.
 | last3=Weymann
 | first3=R. J.
 | title=0957 + 561 A, B: twin quasistellar objects or gravitational lens?
 | journal=Nature
 | volume=279
 | pages=381–4
 | year=1979
 | doi=10.1038/279381a0
 | issue= 5712
 | pmid= 16068158
 }}
* {{Citation
 | last=Wambsganss
 | first=Joachim
 | year=1998
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-1998-12
 | title=Gravitational Lensing in Astronomy
 | journal=Living Rev. Relativity
 | volume=1
 | access-date=2007-07-20
 }}
* {{Citation
  | last=Weinberg
  | first=Steven
  | authorlink=Steven Weinberg
  | title=Gravitation and Cosmology
  | year=1972
  | publisher=John Wiley
  | isbn=0-471-92567-5
   }}
* {{Citation
 | last=Weinberg
 | first=Steven
 | title=The Quantum Theory of Fields I: Foundations
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=1995
 | isbn=0-521-55001-7
 }}
* {{Citation
 | last=Weinberg
 | first=Steven
 | title=The Quantum Theory of Fields II: Modern Applications
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=1996
 | isbn=0-521-55002-5
 }}
* {{Citation
 | last=Weinberg
 | first=Steven
 | title=The Quantum Theory of Fields III: Supersymmetry
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=2000
 | isbn=0-521-66000-9
 }}
* {{Citation
 | last=Weisberg
 | first=Joel M.
 | first2=Joseph H.
 | last2=Taylor
 | author2-link=Joseph Hooton Taylor, Jr.
 | year=2003
 | contribution=The Relativistic Binary Pulsar B1913+16"
 | editor-last=Bailes
 | editor-first=M.
 | editor2-first=D. J.
 | editor2-last=Nice
 | editor3-first=S. E.
 | editor3-last=Thorsett
 | title=Proceedings of "Radio Pulsars," Chania, Crete, August, 2002
 | publisher=ASP Conference Series
 }}
* {{Citation
 | last=Weiss
 | first=Achim
 | year=2006
 | url=http://www.einstein-online.info/en/spotlights/BBN_obs/index.html
 | title=Elements of the past: Big Bang Nucleosynthesis and observation
 | journal=[http://www.einstein-online.info Einstein Online]
 | publisher=Max Planck Institute for Gravitational Physics
 | access-date=2007-02-24
 | archive-date=2007-02-08
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20070208212728/http://www.einstein-online.info/en/spotlights/BBN_obs/index.html
 | dead-url=yes
 }}
* {{Citation
 | first = John A.
 | last = Wheeler
 | authorlink=John Archibald Wheeler
 | title = A Journey Into Gravity and Spacetime
 | series = Scientific American Library
 | place = San Francisco
 | isbn = 0-7167-6034-7
 | publisher = W. H. Freeman
 | year = 1990
}}
* {{Citation
 | last=Will
 | first=Clifford M.
 | authorlink=Clifford Will
 | title = Theory and experiment in gravitational physics
 | publisher = Cambridge University Press
 | year = 1993
 | isbn=0-521-43973-6
}}
* {{Citation
 | author-link=Clifford Will
 | last=Will
 | first=Clifford M.
 | year=2006
 | url=http://www.livingreviews.org/lrr-2006-3
 | title=The Confrontation between General Relativity and Experiment
 | journal=Living Rev. Relativity
 | access-date=2007-06-12
 }}
* {{Citation
 | last=Zwiebach
 | first=Barton
 | author-link=Barton Zwiebach
 | title=A First Course in String Theory
 | publisher=Cambridge University Press
 | year=2004
 | isbn=0-521-83143-1
}}
{{ref jos}}
</div>

== Legături externe ==
* [http://video.google.com/videoplay?docid=-8550767253417678390&hl=en Curs de la Universitatea Yale: Relativitatea restrânsă și relativitatea generală] la Google Video
* [http://publicliterature.org/books/relativity/xaa.php ''Relativity: The special and general theory''] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080509182830/http://publicliterature.org/ |date=2008-05-09 }} [http://publicliterature.org/pdf/relat10.pdf PDF] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110812214155/http://publicliterature.org/pdf/relat10.pdf |date=2011-08-12 }}
* [http://www.luth.obspm.fr/IHP06/ Serie de cursuri despre Relativitatea generală] ținute în 2006 la Institutul Henri Poincaré (cursuri introductive și avansate).
* [http://www.math.ucr.edu/home/baez/gr/ Tutoriale de relativitate generală] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070707011024/http://math.ucr.edu/home/baez/gr/ |date=2007-07-07 }} ale lui {{Ill-wd|Q983385}}
* [http://www.scientia.ro/fizica/78-teoria-relativitatii.html Articole de popularizare dedicate relativității generale]  de pe {{Ill-wd|Q15662690}}
* [http://ziarullumina.ro/stiinta-si-tehnologie/doua-legi-de-neimpacat-pentru-explicarea-creatiei Două legi de neîmpăcat, pentru explicarea creației - Relativitatea Generală și Mecanica Cunatică] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150521070631/http://ziarullumina.ro/stiinta-si-tehnologie/doua-legi-de-neimpacat-pentru-explicarea-creatiei |date=2015-05-21 }}, 31 octombrie 2008, Diac. Dr. Adrian Sorin Mihalache, ''Ziarul Lumina''
{{Portal|Fizică}}
{{Control de autoritate}}
{{articol de calitate}}

[[Categorie:Teorii|Relativitate]]
[[Categorie:Relativitate generală]]
[[Categorie:Concepte fizice fundamentale]]
[[Categorie:Albert Einstein]]
[[Categorie:Pagini peste 100K]]
[[Categorie:Astronomie fundamentală]]