广义相对论是什么?
广义相对论含义是什么? 广义相对论内容有那些? 广义相对论的实例有什么?
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广义相对论
爱因斯坦的第二种相对性理论（1916年）。该理论认为引力是由空间——时间几何（也就是，不仅考虑空间中的点之间，而是考虑在空间和时间中的点之间距离的几何）的畸变引起的，因而引力场影响时间和距离的测量。
广义相对论：爱因斯坦的基于科学定律对所有的观察者（而不管他们如何运动的）必须是相同的观念的理论。 它将引力按照四维空间—时间的曲率来解释。 广义相对论（General Relativity）是爱因斯坦于1915年以几何语言建立而成的引力理论，统合了狭义相对论和牛顿的万有引力定律，将引力改描述成因时空中的物质与能量而弯曲的时空，以取代传统对于引力是一种力的看法。
因此，狭义相对论和万有引力定律，都只是广义相对论在特殊情况之下的特例。狭义相对论是在没有重力时的情况；而万有引力定律则是在距离近、引力小和速度慢时的情况。 背景 爱因斯坦在1907年发表了一篇探讨光线在狭义相对论中，重力和加速度对其影响的论文，广义相对论的雏型就此开始形成。
1912年，爱因斯坦发表了另外一篇论文，探讨如何将重力场用几何的语言来描述。至此，广义相对论的运动学出现了。到了1915年，爱因斯坦场方程式被发表了出来，整个广义相对论的动力学才终于完成。
1915年后，广义相对论的发展多集中在解开场方程式上，解答的物理解释以及寻求可能的实验与观测也占了很大的一部份。 但因为场方程式是一个非线性偏微分方程，很难得出解来，所以在电脑开始应用在科学上之前，也只有少数的解被解出来而已。
其中最著名的有三个解：史瓦西解(the Schwarzschild solution (1916)), the Reissner-Nordström solution and the Kerr solution。
在广义相对论的观测上，也有著许多的进展。水星的岁差是第一个证明广义相对论是正确的证据，这是在相对论出现之前就已经量测到的现象，直到广义相对论被爱因斯坦发现之后，才得到了理论的说明。
第二个实验则是1919年爱丁顿在非洲趁日蚀的时候量测星光因太阳的重力场所产生的偏折，和广义相对论所预测的一模一样。 这时，广义相对论的理论已被大众和大多的物理学家广泛地接受了。
之后，更有许多的实验去测试广义相对论的理论，并且证实了广义相对论的正确。 另外，宇宙的膨涨也创造出了广义相对论的另一场高潮。从1922年开始，研究者们就发现场方程式所得出的解答会是一个膨涨中的宇宙，而爱因斯坦在那时自然也不相信宇宙会来涨缩，所以他便在场方程式中加入了一个宇宙常数来使场方程式可以解出一个隐定宇宙的解出来。
但是这个解有两个问题。在理论上，一个隐定宇宙的解在诉学上不是稳定。另外在观测上，1929年，哈伯发现了宇宙其实是在膨涨的，这个实验结果使得爱因斯坦放弃了宇宙常数，并宣称这是我一生最大的错误(the biggest blunder in my career)。
但根据最近的一形超新星的观察，宇宙膨胀正在加速。 所以宇宙常数似乎有败部复活的可能性，宇宙中存在的暗能量可能就必须用宇宙常数来解释。 基本假设 等效原理：引力和惯性力是完全等效的。
广义相对性原理：物理定律的形式在一切参考系都是不变的。 主要内容 爱因斯坦提出“等效原理”，即引力和惯性力是等效的。这一原理建立在引力质量与惯性质量的等价性上。 根据等效原理，爱因斯坦把狭义相对性原理推广为广义相对性原理，即物理定律的形式在一切参考系都是不变的。
物体的运动方程即该参考系中的测地线方程。测地线方程与物体自身固有性质无关，只取决于时空局域几何性质。而引力正是时空局域几何性质的表现。物质质量的存在会造成时空的弯曲，在弯曲的时空中，物体仍然顺着最短距离进行运动(即沿着测地线运动——在欧氏空间中即是直线运动)，如地球在太阳造成的弯曲时空中的测地线运动，实际是绕着太阳转，造成引力作用效应。
正如在弯曲的地球表面上，如果以直线运动，实际是绕着地球表面的大圆走。 引力是时空局域几何性质的表现。虽然广义相对论是爱因斯坦创立的，但是它的数学基础的源头可以追溯到欧氏几何的公理和数个世纪以来为证明欧几里德第五公设（即平行线永远保持等距）所做的努力，这方面的努力在罗巴切夫斯基、Bolyai、高斯的工作中到达了顶点：他们指出欧氏第五公设是不能用前四条公设证明的。
非欧几何的一般数学理论是由高斯的学生黎曼发展出来的。所以也称为黎曼几何或曲面几何，在爱因斯坦发展出广义相对论之前，人们都认为非欧几何是无法应用到真实世界中来的。 参考资料： tp:// 。
广义相对论：爱因斯坦的基于科学定律对所有的观察者（而不管他们如何运动的）必须是相同的观念的理论。 它将引力按照四维空间—时间的曲率来解释。 广义相对论（General Relativity）是爱因斯坦于1915年以几何语言建立而成的引力理论，统合了狭义相对论和牛顿的万有引力定律，将引力改描述成因时空中的物质与能量而弯曲的时空，以取代传统对于引力是一种力的看法。
因此，狭义相对论和万有引力定律，都只是广义相对论在特殊情况之下的特例。狭义相对论是在没有重力时的情况；而万有引力定律则是在距离近、引力小和速度慢时的情况。 背景 爱因斯坦在1907年发表了一篇探讨光线在狭义相对论中，重力和加速度对其影响的论文，广义相对论的雏型就此开始形成。
1912年，爱因斯坦发表了另外一篇论文，探讨如何将重力场用几何的语言来描述。至此，广义相对论的运动学出现了。到了1915年，爱因斯坦场方程式被发表了出来，整个广义相对论的动力学才终于完成。
1915年后，广义相对论的发展多集中在解开场方程式上，解答的物理解释以及寻求可能的实验与观测也占了很大的一部份。 但因为场方程式是一个非线性偏微分方程，很难得出解来，所以在电脑开始应用在科学上之前，也只有少数的解被解出来而已。
其中最著名的有三个解：史瓦西解(the Schwarzschild solution (1916)), the Reissner-Nordström solution and the Kerr solution。
在广义相对论的观测上，也有著许多的进展。水星的岁差是第一个证明广义相对论是正确的证据，这是在相对论出现之前就已经量测到的现象，直到广义相对论被爱因斯坦发现之后，才得到了理论的说明。
第二个实验则是1919年爱丁顿在非洲趁日蚀的时候量测星光因太阳的重力场所产生的偏折，和广义相对论所预测的一模一样。 这时，广义相对论的理论已被大众和大多的物理学家广泛地接受了。
之后，更有许多的实验去测试广义相对论的理论，并且证实了广义相对论的正确。 另外，宇宙的膨涨也创造出了广义相对论的另一场高潮。从1922年开始，研究者们就发现场方程式所得出的解答会是一个膨涨中的宇宙，而爱因斯坦在那时自然也不相信宇宙会来涨缩，所以他便在场方程式中加入了一个宇宙常数来使场方程式可以解出一个隐定宇宙的解出来。
但是这个解有两个问题。在理论上，一个隐定宇宙的解在诉学上不是稳定。另外在观测上，1929年，哈伯发现了宇宙其实是在膨涨的，这个实验结果使得爱因斯坦放弃了宇宙常数，并宣称这是我一生最大的错误(the biggest blunder in my career)。
但根据最近的一形超新星的观察，宇宙膨胀正在加速。 所以宇宙常数似乎有败部复活的可能性，宇宙中存在的暗能量可能就必须用宇宙常数来解释。 基本假设 等效原理：引力和惯性力是完全等效的。
广义相对性原理：物理定律的形式在一切参考系都是不变的。 主要内容 爱因斯坦提出“等效原理”，即引力和惯性力是等效的。这一原理建立在引力质量与惯性质量的等价性上。 根据等效原理，爱因斯坦把狭义相对性原理推广为广义相对性原理，即物理定律的形式在一切参考系都是不变的。
物体的运动方程即该参考系中的测地线方程。测地线方程与物体自身固有性质无关，只取决于时空局域几何性质。而引力正是时空局域几何性质的表现。物质质量的存在会造成时空的弯曲，在弯曲的时空中，物体仍然顺着最短距离进行运动(即沿着测地线运动——在欧氏空间中即是直线运动)，如地球在太阳造成的弯曲时空中的测地线运动，实际是绕着太阳转，造成引力作用效应。
正如在弯曲的地球表面上，如果以直线运动，实际是绕着地球表面的大圆走。 引力是时空局域几何性质的表现。虽然广义相对论是爱因斯坦创立的，但是它的数学基础的源头可以追溯到欧氏几何的公理和数个世纪以来为证明欧几里德第五公设（即平行线永远保持等距）所做的努力，这方面的努力在罗巴切夫斯基、Bolyai、高斯的工作中到达了顶点：他们指出欧氏第五公设是不能用前四条公设证明的。
非欧几何的一般数学理论是由高斯的学生黎曼发展出来的。所以也称为黎曼几何或曲面几何，在爱因斯坦发展出广义相对论之前，人们都认为非欧几何是无法应用到真实世界中来的。 参考资料： tp:// 。
广义相对论（General Relativity）是爱因斯坦于1915年以几何语言建立而成的引力理论，统合了狭义相对论和牛顿的万有引力定律，将引力改描述成因时空中的物质与能量而弯曲的时空，以取代传统对于引力是一种力的看法。
因此，狭义相对论和万有引力定律，都只是广义相对论在特殊情况之下的特例。 狭义相对论是在没有重力时的情况；而万有引力定律则是在距离近、引力小和速度慢时的情况。 背景 爱因斯坦在1907年发表了一篇探讨光线在狭义相对论中，重力和加速度对其影响的论文，广义相对论的雏型就此开始形成。
1912年，爱因斯坦发表了另外一篇论文，探讨如何将重力场用几何的语言来描述。 至此，广义相对论的运动学出现了。到了1915年，爱因斯坦场方程式被发表了出来，整个广义相对论的动力学才终于完成。
1915年后，广义相对论的发展多集中在解开场方程式上，解答的物理解释以及寻求可能的实验与观测也占了很大的一部份。但因为场方程式是一个非线性偏微分方程，很难得出解来，所以在电脑开始应用在科学上之前，也只有少数的解被解出来而已。
其中最著名的有三个解：史瓦西解(the Schwarzschild solution (1916)), the Reissner-Nordström solution and the Kerr solution。
在广义相对论的观测上，也有著许多的进展。 水星的岁差是第一个证明广义相对论是正确的证据，这是在相对论出现之前就已经量测到的现象，直到广义相对论被爱因斯坦发现之后，才得到了理论的说明。
第二个实验则是1919年爱丁顿在非洲趁日蚀的时候量测星光因太阳的重力场所产生的偏折，和广义相对论所预测的一模一样。这时，广义相对论的理论已被大众和大多的物理学家广泛地接受了。 之后，更有许多的实验去测试广义相对论的理论，并且证实了广义相对论的正确。
另外，宇宙的膨涨也创造出了广义相对论的另一场高潮。从1922年开始，研究者们就发现场方程式所得出的解答会是一个膨涨中的宇宙，而爱因斯坦在那时自然也不相信宇宙会来涨缩，所以他便在场方程式中加入了一个宇宙常数来使场方程式可以解出一个隐定宇宙的解出来。
但是这个解有两个问题。在理论上，一个隐定宇宙的解在诉学上不是稳定。另外在观测上，1929年，哈伯发现了宇宙其实是在膨涨的，这个实验结果使得爱因斯坦放弃了宇宙常数，并宣称这是我一生最大的错误(the biggest blunder in my career)。
但根据最近的一形超新星的观察，宇宙膨胀正在加速。 所以宇宙常数似乎有败部复活的可能性，宇宙中存在的暗能量可能就必须用宇宙常数来解释。 基本假设 等效原理：引力和惯性力是完全等效的。
广义相对性原理：物理定律的形式在一切参考系都是不变的。 主要内容 爱因斯坦提出“等效原理”，即引力和惯性力是等效的。 这一原理建立在引力质量与惯性质量的等价性上。
根据等效原理，爱因斯坦把狭义相对性原理推广为广义相对性原理，即物理定律的形式在一切参考系都是不变的。物体的运动方程即该参考系中的测地线方程。测地线方程与物体自身固有性质无关，只取决于时空局域几何性质。
而引力正是时空局域几何性质的表现。 物质质量的存在会造成时空的弯曲，在弯曲的时空中，物体仍然顺着最短距离进行运动(即沿着测地线运动——在欧氏空间中即是直线运动)，如地球在太阳造成的弯曲时空中的测地线运动，实际是绕着太阳转，造成引力作用效应。
正如在弯曲的地球表面上，如果以直线运动，实际是绕着地球表面的大圆走。 引力是时空局域几何性质的表现。虽然广义相对论是爱因斯坦创立的，但是它的数学基础的源头可以追溯到欧氏几何的公理和数个世纪以来为证明欧几里德第五公设（即平行线永远保持等距）所做的努力，这方面的努力在罗巴切夫斯基、Bolyai、高斯的工作中到达了顶点：他们指出欧氏第五公设是不能用前四条公设证明的。
非欧几何的一般数学理论是由高斯的学生黎曼发展出来的。所以也称为黎曼几何或曲面几何，在爱因斯坦发展出广义相对论之前，人们都认为非欧几何是无法应用到真实世界中来的。
在广义相对论中，引力的作用被“几何化”——即是说：狭义相对论的闵氏空间背景加上万有引力的物理图景在广义相对论中变成了黎曼空间背景下不受力(假设没有电磁等相互作用)的自由运动的物理图景，其动力学方程与自身质量无关而成为测地线方程： 而万有引力定律也代之以爱因斯坦场方程： 。
因此，狭义相对论和万有引力定律，都只是广义相对论在特殊情况之下的特例。 狭义相对论是在没有重力时的情况；而万有引力定律则是在距离近、引力小和速度慢时的情况。 背景 爱因斯坦在1907年发表了一篇探讨光线在狭义相对论中，重力和加速度对其影响的论文，广义相对论的雏型就此开始形成。
1912年，爱因斯坦发表了另外一篇论文，探讨如何将重力场用几何的语言来描述。 至此，广义相对论的运动学出现了。到了1915年，爱因斯坦场方程式被发表了出来，整个广义相对论的动力学才终于完成。
1915年后，广义相对论的发展多集中在解开场方程式上，解答的物理解释以及寻求可能的实验与观测也占了很大的一部份。但因为场方程式是一个非线性偏微分方程，很难得出解来，所以在电脑开始应用在科学上之前，也只有少数的解被解出来而已。
其中最著名的有三个解：史瓦西解(the Schwarzschild solution (1916)), the Reissner-Nordström solution and the Kerr solution。
在广义相对论的观测上，也有著许多的进展。 水星的岁差是第一个证明广义相对论是正确的证据，这是在相对论出现之前就已经量测到的现象，直到广义相对论被爱因斯坦发现之后，才得到了理论的说明。
第二个实验则是1919年爱丁顿在非洲趁日蚀的时候量测星光因太阳的重力场所产生的偏折，和广义相对论所预测的一模一样。这时，广义相对论的理论已被大众和大多的物理学家广泛地接受了。 之后，更有许多的实验去测试广义相对论的理论，并且证实了广义相对论的正确。
另外，宇宙的膨涨也创造出了广义相对论的另一场高潮。从1922年开始，研究者们就发现场方程式所得出的解答会是一个膨涨中的宇宙，而爱因斯坦在那时自然也不相信宇宙会来涨缩，所以他便在场方程式中加入了一个宇宙常数来使场方程式可以解出一个隐定宇宙的解出来。
但是这个解有两个问题。在理论上，一个隐定宇宙的解在诉学上不是稳定。另外在观测上，1929年，哈伯发现了宇宙其实是在膨涨的，这个实验结果使得爱因斯坦放弃了宇宙常数，并宣称这是我一生最大的错误(the biggest blunder in my career)。
但根据最近的一形超新星的观察，宇宙膨胀正在加速。 所以宇宙常数似乎有败部复活的可能性，宇宙中存在的暗能量可能就必须用宇宙常数来解释。 基本假设 等效原理：引力和惯性力是完全等效的。
广义相对性原理：物理定律的形式在一切参考系都是不变的。 主要内容 爱因斯坦提出“等效原理”，即引力和惯性力是等效的。 这一原理建立在引力质量与惯性质量的等价性上。
根据等效原理，爱因斯坦把狭义相对性原理推广为广义相对性原理，即物理定律的形式在一切参考系都是不变的。物体的运动方程即该参考系中的测地线方程。测地线方程与物体自身固有性质无关，只取决于时空局域几何性质。
而引力正是时空局域几何性质的表现。 物质质量的存在会造成时空的弯曲，在弯曲的时空中，物体仍然顺着最短距离进行运动(即沿着测地线运动——在欧氏空间中即是直线运动)，如地球在太阳造成的弯曲时空中的测地线运动，实际是绕着太阳转，造成引力作用效应。
正如在弯曲的地球表面上，如果以直线运动，实际是绕着地球表面的大圆走。 引力是时空局域几何性质的表现。虽然广义相对论是爱因斯坦创立的，但是它的数学基础的源头可以追溯到欧氏几何的公理和数个世纪以来为证明欧几里德第五公设（即平行线永远保持等距）所做的努力，这方面的努力在罗巴切夫斯基、Bolyai、高斯的工作中到达了顶点：他们指出欧氏第五公设是不能用前四条公设证明的。
非欧几何的一般数学理论是由高斯的学生黎曼发展出来的。所以也称为黎曼几何或曲面几何，在爱因斯坦发展出广义相对论之前，人们都认为非欧几何是无法应用到真实世界中来的。
在广义相对论中，引力的作用被“几何化”——即是说：狭义相对论的闵氏空间背景加上万有引力的物理图景在广义相对论中变成了黎曼空间背景下不受力(假设没有电磁等相互作用)的自由运动的物理图景，其动力学方程与自身质量无关而成为测地线方程： 而万有引力定律也代之以爱因斯坦场方程： 。
爱因斯坦的第二种相对性理论（1916年）。该理论认为引力是由空间——时间几何（也就是，不仅考虑空间中的点之间，而是考虑在空间和时间中的点之间距离的几何）的畸变引起的，因而引力场影响时间和距离的测量。
广义相对论：爱因斯坦的基于科学定律对所有的观察者（而不管他们如何运动的）必须是相同的观念的理论。 它将引力按照四维空间—时间的曲率来解释。 广义相对论（General Relativity）是爱因斯坦于1915年以几何语言建立而成的引力理论，统合了狭义相对论和牛顿的万有引力定律，将引力改描述成因时空中的物质与能量而弯曲的时空，以取代传统对于引力是一种力的看法。
因此，狭义相对论和万有引力定律，都只是广义相对论在特殊情况之下的特例。狭义相对论是在没有重力时的情况；而万有引力定律则是在距离近、引力小和速度慢时的情况。 背景 爱因斯坦在1907年发表了一篇探讨光线在狭义相对论中，重力和加速度对其影响的论文，广义相对论的雏型就此开始形成。
1912年，爱因斯坦发表了另外一篇论文，探讨如何将重力场用几何的语言来描述。至此，广义相对论的运动学出现了。到了1915年，爱因斯坦场方程式被发表了出来，整个广义相对论的动力学才终于完成。
1915年后，广义相对论的发展多集中在解开场方程式上，解答的物理解释以及寻求可能的实验与观测也占了很大的一部份。 但因为场方程式是一个非线性偏微分方程，很难得出解来，所以在电脑开始应用在科学上之前，也只有少数的解被解出来而已。
其中最著名的有三个解：史瓦西解(the Schwarzschild solution (1916)), the Reissner-Nordström solution and the Kerr solution。
在广义相对论的观测上，也有著许多的进展。水星的岁差是第一个证明广义相对论是正确的证据，这是在相对论出现之前就已经量测到的现象，直到广义相对论被爱因斯坦发现之后，才得到了理论的说明。
第二个实验则是1919年爱丁顿在非洲趁日蚀的时候量测星光因太阳的重力场所产生的偏折，和广义相对论所预测的一模一样。 这时，广义相对论的理论已被大众和大多的物理学家广泛地接受了。
之后，更有许多的实验去测试广义相对论的理论，并且证实了广义相对论的正确。 另外，宇宙的膨涨也创造出了广义相对论的另一场高潮。从1922年开始，研究者们就发现场方程式所得出的解答会是一个膨涨中的宇宙，而爱因斯坦在那时自然也不相信宇宙会来涨缩，所以他便在场方程式中加入了一个宇宙常数来使场方程式可以解出一个隐定宇宙的解出来。
但是这个解有两个问题。在理论上，一个隐定宇宙的解在诉学上不是稳定。另外在观测上，1929年，哈伯发现了宇宙其实是在膨涨的，这个实验结果使得爱因斯坦放弃了宇宙常数，并宣称这是我一生最大的错误(the biggest blunder in my career)。
但根据最近的一形超新星的观察，宇宙膨胀正在加速。 所以宇宙常数似乎有败部复活的可能性，宇宙中存在的暗能量可能就必须用宇宙常数来解释。 基本假设 等效原理：引力和惯性力是完全等效的。
广义相对性原理：物理定律的形式在一切参考系都是不变的。 主要内容 爱因斯坦提出“等效原理”，即引力和惯性力是等效的。 这一原理建立在引力质量与惯性质量的等价性上。
根据等效原理，爱因斯坦把狭义相对性原理推广为广义相对性原理，即物理定律的形式在一切参考系都是不变的。物体的运动方程即该参考系中的测地线方程。测地线方程与物体自身固有性质无关，只取决于时空局域几何性质。
而引力正是时空局域几何性质的表现。 物质质量的存在会造成时空的弯曲，在弯曲的时空中，物体仍然顺着最短距离进行运动(即沿着测地线运动——在欧氏空间中即是直线运动)，如地球在太阳造成的弯曲时空中的测地线运动，实际是绕着太阳转，造成引力作用效应。
正如在弯曲的地球表面上，如果以直线运动，实际是绕着地球表面的大圆走。 引力是时空局域几何性质的表现。虽然广义相对论是爱因斯坦创立的，但是它的数学基础的源头可以追溯到欧氏几何的公理和数个世纪以来为证明欧几里德第五公设（即平行线永远保持等距）所做的努力，这方面的努力在罗巴切夫斯基、Bolyai、高斯的工作中到达了顶点：他们指出欧氏第五公设是不能用前四条公设证明的。
非欧几何的一般数学理论是由高斯的学生黎曼发展出来的。所以也称为黎曼几何或曲面几何，在爱因斯坦发展出广义相对论之前，人们都认为非欧几何是无法应用到真实世界中来的。 在广义相对论中，引力的作用被“几何化”——即是说：狭义相对论的闵氏空间背景加上万有引力的物理图景在广义相对论中变成了黎曼空间背景下不受力(假设没有电磁等相互作用)的自由运动的物理图景，其动力学方程与自身质量无关而成为测地线方程： 。
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广义相对论：爱因斯坦的基于科学定律对所有的观察者（而不管他们如何运动的）必须是相同的观念的理论。 它将引力按照四维空间—时间的曲率来解释。 广义相对论（General Relativity）是爱因斯坦于1915年以几何语言建立而成的引力理论，统合了狭义相对论和牛顿的万有引力定律，将引力改描述成因时空中的物质与能量而弯曲的时空，以取代传统对于引力是一种力的看法。
因此，狭义相对论和万有引力定律，都只是广义相对论在特殊情况之下的特例。狭义相对论是在没有重力时的情况；而万有引力定律则是在距离近、引力小和速度慢时的情况。 背景 爱因斯坦在1907年发表了一篇探讨光线在狭义相对论中，重力和加速度对其影响的论文，广义相对论的雏型就此开始形成。
1912年，爱因斯坦发表了另外一篇论文，探讨如何将重力场用几何的语言来描述。至此，广义相对论的运动学出现了。到了1915年，爱因斯坦场方程式被发表了出来，整个广义相对论的动力学才终于完成。
1915年后，广义相对论的发展多集中在解开场方程式上，解答的物理解释以及寻求可能的实验与观测也占了很大的一部份。 但因为场方程式是一个非线性偏微分方程，很难得出解来，所以在电脑开始应用在科学上之前，也只有少数的解被解出来而已。
其中最著名的有三个解：史瓦西解(the Schwarzschild solution (1916)), the Reissner-Nordström solution and the Kerr solution。
在广义相对论的观测上，也有著许多的进展。水星的岁差是第一个证明广义相对论是正确的证据，这是在相对论出现之前就已经量测到的现象，直到广义相对论被爱因斯坦发现之后，才得到了理论的说明。
第二个实验则是1919年爱丁顿在非洲趁日蚀的时候量测星光因太阳的重力场所产生的偏折，和广义相对论所预测的一模一样。 这时，广义相对论的理论已被大众和大多的物理学家广泛地接受了。
之后，更有许多的实验去测试广义相对论的理论，并且证实了广义相对论的正确。 另外，宇宙的膨涨也创造出了广义相对论的另一场高潮。从1922年开始，研究者们就发现场方程式所得出的解答会是一个膨涨中的宇宙，而爱因斯坦在那时自然也不相信宇宙会来涨缩，所以他便在场方程式中加入了一个宇宙常数来使场方程式可以解出一个隐定宇宙的解出来。
但是这个解有两个问题。在理论上，一个隐定宇宙的解在诉学上不是稳定。另外在观测上，1929年，哈伯发现了宇宙其实是在膨涨的，这个实验结果使得爱因斯坦放弃了宇宙常数，并宣称这是我一生最大的错误(the biggest blunder in my career)。
但根据最近的一形超新星的观察，宇宙膨胀正在加速。 所以宇宙常数似乎有败部复活的可能性，宇宙中存在的暗能量可能就必须用宇宙常数来解释。 基本假设 等效原理：引力和惯性力是完全等效的。
广义相对性原理：物理定律的形式在一切参考系都是不变的。 主要内容 爱因斯坦提出“等效原理”，即引力和惯性力是等效的。 这一原理建立在引力质量与惯性质量的等价性上。
根据等效原理，爱因斯坦把狭义相对性原理推广为广义相对性原理，即物理定律的形式在一切参考系都是不变的。物体的运动方程即该参考系中的测地线方程。测地线方程与物体自身固有性质无关，只取决于时空局域几何性质。
而引力正是时空局域几何性质的表现。 物质质量的存在会造成时空的弯曲，在弯曲的时空中，物体仍然顺着最短距离进行运动(即沿着测地线运动——在欧氏空间中即是直线运动)，如地球在太阳造成的弯曲时空中的测地线运动，实际是绕着太阳转，造成引力作用效应。
正如在弯曲的地球表面上，如果以直线运动，实际是绕着地球表面的大圆走。 引力是时空局域几何性质的表现。虽然广义相对论是爱因斯坦创立的，但是它的数学基础的源头可以追溯到欧氏几何的公理和数个世纪以来为证明欧几里德第五公设（即平行线永远保持等距）所做的努力，这方面的努力在罗巴切夫斯基、Bolyai、高斯的工作中到达了顶点：他们指出欧氏第五公设是不能用前四条公设证明的。
非欧几何的一般数学理论是由高斯的学生黎曼发展出来的。所以也称为黎曼几何或曲面几何，在爱因斯坦发展出广义相对论之前，人们都认为非欧几何是无法应用到真实世界中来的。 在广义相对论中，引力的作用被“几何化”——即是说：狭义相对论的闵氏空间背景加上万有引力的物理图景在广义相对论中变成了黎曼空间背景下不受力(假设没有电磁等相互作用)的自由运动的物理图景，其动力学方程与自身质量无关而成为测地线方程： 。
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由于惯性系无法定义，爱因斯坦将相对性原理推广到非惯性系，提出了广义相对论的第一个原理：广义相对性原理。其内容是，所有参考系在描述自然定律时都是等效的。
实例;
第一个水星近日点的运动试验
爱因斯坦的预测证明，在弯曲的时空中，光线必然沿着一个弯曲的轨
迹行进，在加速参照系中，光的运行轨迹必定是曲线。
因此，根据相对性 原理，光在任何时空中的运动轨迹也一定是弯曲的。爱因斯坦为了检验这 一假设，选择了太阳系的太阳引力场来进行计算，计算结果表面当遥远的 星光掠过太阳表面时，将会发生一点七秒的偏转。
这一结论将可以通过全 日食时进行观测检验。 二战结束的1919年，在英国天文学家爱丁顿的支持与鼓励下，英国科 学界为了证实爱因斯坦的结论，派出了两支远征队分赴两地观察日全食， 经过认真的观测和研究得出最后的结论，星光的确在太阳附近发生了一点 七秒的偏转，英国皇家学会和皇家天文学会正式宣读了这一观测报告，爱 因斯坦根据光线受引力场折射的计算结果与现实如此之吻合。
第二个是光线在引力场的偏移试验 在一个足够大的引力场的作用下，空间和时间将发生“弯曲”。这一理论显然完全不同于人们对空间和时间的经验认识，也颠覆了以牛顿经典物理学为基础的空间、时间理论。
爱因斯坦以惊人的天才提出了这一理论，并已经对其进行了近乎完美的数学论证。 当时担任剑桥大学天文台台长的爱丁顿组织了两支观测队，一支由当时的格林尼治天文台台长弗兰克·华生·戴森率领，前往巴西的索布拉尔；另一支则由爱丁顿亲自带队，前往非洲西部的普林西比岛，当时这是观测日食效果最好的两个地点。
Robin Carchpole博士说，爱丁顿在某种意义上说是这两支队伍共同的“智力领袖”。 两支队伍采用了不同的观测方法。格林尼治天文台的队伍在观测完日食时的恒星位置之后，于6个月后返回同一地点，此时太阳已经离开原来天区，这些恒星能够在夜间观察到，并且完全不再受太阳引力场的影响。
他们将6个月后的恒星位置与日食时的恒星位置进行比较，以判断太阳对光线的影响。 爱丁顿则采取另一种方法，请身在英国的研究人员在夜间观察金牛座的这批恒星（由于身处地球不同位置，普林西比只能在白天看到这些星星，英国却可以在夜里看到），将所得的恒星位置与他观察到的进行比较。
由于两种方法的不同，在弗兰克·华生·戴森还在准备进行第二次对比观测的时候，爱丁顿已经于1919年6月非正式地宣布了他的观测结果。 第三个是光谱线的红向移动试验 广义相对论认为，光线在引力场中传播时，它的频率会发生变化．当光线从引力场强的地方则如太阳附近）传播到引力场弱的地方（例如地球附近）时，其频率会略有降低，波长稍增，即发生引力红移．当光线反向传播时，频率增加，波长变短，即发生引力蓝移．爱因斯坦在1911年计算出，从太阳射到地球的光线的相对引力红移变化是 ．这个数值很小，测量起来相当困难． 白矮星的质量大，半径小，其发出光的引力红移效应较显著．1925年天文学家亚当斯（W．S．Adams）观测了一颗白矮星天狼A，测到的引力红移与广义相对论的理论基本相符．20世纪60~70年代测得太阳光谱线的引力红移值与理论值的不确定度已小于5%～7%． 在地面附近高度相差几十米的两点间传播的光线也应产生引力红移．只是这种引力红移的变化更小，只有 的数量级，一般实验手段难以观测到．1958年穆斯堡尔效应的发现提供了精确完成地面上引力红移实验的可能性．1959年庞德（R．V．Pound）和雷布卡（C．Rebka）把钴57发射的 射线从22。
6m高的塔顶射向地面的接收器，运用穆斯堡尔效应测量塔底处的频率改变量．这实际是一个引力蓝移实验．他们的实验相当成功，实际测量值与理论值的不确定度在5％之内． 第四个雷达回波延迟实验 在上面讨论的三大验证实验之外，夏皮罗（I．Shapiro）于1964年提出用雷达回波延迟实验检验广义相对论的建议．广义相对论认为，物质的存在和运动造成周围时空的弯曲，光线在大质量物体附近的弯曲可以看作一种折射，相当于光速的变慢．从地球上向某一行星发射一束雷达波，雷达波到达行星表面后被反射回地球，就可以测出来回一次所需的时间．将雷达波经由太阳附近传播的来回时间与远离太阳附近传播的来回时间相比较，就可以得到雷达回波延迟的时间． 夏皮罗领导的小组先后对水星、金星、火星进行了雷达回波延迟实验，后期的实验数据与广义相对论理论值的不确定度已在1％左右．20世纪80年代初，利用在火星表面登陆的“海盗号”探测器反射雷达波，已使雷达回波延迟实验测量值的不确定度减小到0。
1％，有力地支持了广义相对论理论．这被认为是广义相对论的第四个重大验证实验． 。
因此，根据相对性 原理，光在任何时空中的运动轨迹也一定是弯曲的。爱因斯坦为了检验这 一假设，选择了太阳系的太阳引力场来进行计算，计算结果表面当遥远的 星光掠过太阳表面时，将会发生一点七秒的偏转。
这一结论将可以通过全 日食时进行观测检验。 二战结束的1919年，在英国天文学家爱丁顿的支持与鼓励下，英国科 学界为了证实爱因斯坦的结论，派出了两支远征队分赴两地观察日全食， 经过认真的观测和研究得出最后的结论，星光的确在太阳附近发生了一点 七秒的偏转，英国皇家学会和皇家天文学会正式宣读了这一观测报告，爱 因斯坦根据光线受引力场折射的计算结果与现实如此之吻合。
第二个是光线在引力场的偏移试验 在一个足够大的引力场的作用下，空间和时间将发生“弯曲”。这一理论显然完全不同于人们对空间和时间的经验认识，也颠覆了以牛顿经典物理学为基础的空间、时间理论。
爱因斯坦以惊人的天才提出了这一理论，并已经对其进行了近乎完美的数学论证。 当时担任剑桥大学天文台台长的爱丁顿组织了两支观测队，一支由当时的格林尼治天文台台长弗兰克·华生·戴森率领，前往巴西的索布拉尔；另一支则由爱丁顿亲自带队，前往非洲西部的普林西比岛，当时这是观测日食效果最好的两个地点。
Robin Carchpole博士说，爱丁顿在某种意义上说是这两支队伍共同的“智力领袖”。 两支队伍采用了不同的观测方法。格林尼治天文台的队伍在观测完日食时的恒星位置之后，于6个月后返回同一地点，此时太阳已经离开原来天区，这些恒星能够在夜间观察到，并且完全不再受太阳引力场的影响。
他们将6个月后的恒星位置与日食时的恒星位置进行比较，以判断太阳对光线的影响。 爱丁顿则采取另一种方法，请身在英国的研究人员在夜间观察金牛座的这批恒星（由于身处地球不同位置，普林西比只能在白天看到这些星星，英国却可以在夜里看到），将所得的恒星位置与他观察到的进行比较。
由于两种方法的不同，在弗兰克·华生·戴森还在准备进行第二次对比观测的时候，爱丁顿已经于1919年6月非正式地宣布了他的观测结果。 第三个是光谱线的红向移动试验 广义相对论认为，光线在引力场中传播时，它的频率会发生变化．当光线从引力场强的地方则如太阳附近）传播到引力场弱的地方（例如地球附近）时，其频率会略有降低，波长稍增，即发生引力红移．当光线反向传播时，频率增加，波长变短，即发生引力蓝移．爱因斯坦在1911年计算出，从太阳射到地球的光线的相对引力红移变化是 ．这个数值很小，测量起来相当困难． 白矮星的质量大，半径小，其发出光的引力红移效应较显著．1925年天文学家亚当斯（W．S．Adams）观测了一颗白矮星天狼A，测到的引力红移与广义相对论的理论基本相符．20世纪60~70年代测得太阳光谱线的引力红移值与理论值的不确定度已小于5%～7%． 在地面附近高度相差几十米的两点间传播的光线也应产生引力红移．只是这种引力红移的变化更小，只有 的数量级，一般实验手段难以观测到．1958年穆斯堡尔效应的发现提供了精确完成地面上引力红移实验的可能性．1959年庞德（R．V．Pound）和雷布卡（C．Rebka）把钴57发射的 射线从22。
6m高的塔顶射向地面的接收器，运用穆斯堡尔效应测量塔底处的频率改变量．这实际是一个引力蓝移实验．他们的实验相当成功，实际测量值与理论值的不确定度在5％之内． 第四个雷达回波延迟实验 在上面讨论的三大验证实验之外，夏皮罗（I．Shapiro）于1964年提出用雷达回波延迟实验检验广义相对论的建议．广义相对论认为，物质的存在和运动造成周围时空的弯曲，光线在大质量物体附近的弯曲可以看作一种折射，相当于光速的变慢．从地球上向某一行星发射一束雷达波，雷达波到达行星表面后被反射回地球，就可以测出来回一次所需的时间．将雷达波经由太阳附近传播的来回时间与远离太阳附近传播的来回时间相比较，就可以得到雷达回波延迟的时间． 夏皮罗领导的小组先后对水星、金星、火星进行了雷达回波延迟实验，后期的实验数据与广义相对论理论值的不确定度已在1％左右．20世纪80年代初，利用在火星表面登陆的“海盗号”探测器反射雷达波，已使雷达回波延迟实验测量值的不确定度减小到0。
1％，有力地支持了广义相对论理论．这被认为是广义相对论的第四个重大验证实验． 。
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