Преглед на кодот на Општа теорија за релативноста

{{Општа релативност}}

[[File:Black Hole Milkyway.jpg|thumb|Симулирана [[црна дупка]] од 10 [[сончева маса|сончеви маси]] гледана на растојание од 600&nbsp;километри со [[Млечниот Пат]] во позадина.]]

'''Општа теорија за релативноста''' — [[диференцијална геометрија|геометриска]] [[теориска физика|теорија]] за [[гравитација]]та објавена од [[Алберт Ајнштајн]] во 1916 г.<ref>{{Наведена мрежна страница|title=Nobel Prize Biography|url=http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1921/einstein-bio.html|work=Nobel Prize Biography|publisher=Nobel Prize|accessdate=25 February 2011}}</ref> и моменталниот опис на гравитацијата во [[современа физика|современата физика]]. Општата релативност е воопштување на [[Специјалната релативност]] и [[Њутнов закон за сеопфатна гравитација|Њутновиот закон за сеопфатна гравитација]], со што се обезбедува опис на гравитацијата како геометриска особеност на [[простор]]от и [[време]]то, или [[време-простор]]от. Всушност, [[закривеност]]а на време-просторот е во директна поврзаност со [[енергија]]та и [[импулс]]от, кои постојат кај секоја [[материја]] и [[зрачење]]. Врската е определена со [[Ајнштајнови равенки за полето|Ајнштајновите равенки за полето]], систем од [[парцијална диференцијална равенка|парцијалните диференцијални равенки]].

Некои предвидувања на општата релативност се разликуваат целосно од тие на класичната физика, особено за изминувањето на времето, геометријата на просторот, движењето на телата при [[слободен пад]] и за движењето на светлината. Примери за ваквите разлики вклучуваат [[гравитациско временско скусување]], [[гравитациска леќа|гравитациски леќи]], [[гравитациско црвено поместување]] на светлината и [[Шапирово задоцнување|гравитациско временско задоцнување]]. Предвидувањата на општата релативност се [[испитување на општата релативност|потврдени]] во сите набљудувања и опити до денешен ден. Иако Општата релативност не е [[поинакви теории за општата релативност|единствената релативистика теорија]], всушност претставува [[Окамов меч|наједноставна теорија]] која е во согласност со податоците добиени од опитите. Но, остануваат и понатаму необјаснети прашања, едно од овие е како општата релативност може да се поврзе со законитостите на [[квантна механика|квантната механика]] за да се добие целосна и независна теорија за [[квантна гравитација]].

Ајнштајновата теорија има важни астрофизички влијанија. На пример, тврди дека постојат [[црна дупка|црни дупки]] — области во вселената во кои просторот и времето се расплетени на таков начин што ништо, дури ни светлината, не можат да го избегнат крајот на животниот век на [[ѕвезда|ѕвездите]]. Постои цврст доказ дека силното [[зрачење]] оддадено од одредени видови на астрономски тела се должи на постоењето на црните дупки, на пример, [[микроквазар]]ите и [[активно галактичко јадро|активни галактички јадра]] се всушност доказ за присуство на [[ѕвездена црна дупка|ѕвездени црни дупки]] и црни дупки кои се [[супермасивна црна дупка|многу помасивни]]. Закривувањето на светлината од страна на гравитацијата доведува до појавата т.н. [[гравитациска леќа|гравитациските леќи]], при кои многуте слики на едно исто далечено астрономско тело се видливи за набљудувачите на земјата. Општата релативност го предвидува и постоењето на  [[гравитациски бран]]ови, кои биле набљудувани непосредно, директното мерење е целта на [[ЛИГО]] и НАСА/ЕСА [[ласерска интерферометриска вселенска антена|ласерската интерферометриска вселенска антена]] и разни [[пулсарска временска мрежа|пулсарски временски мрежи]]. Во продолжение, општата релативност е основата на моменталните [[физичка космологија|космолошки]] модели за постојаното [[ширење на универзумот]].
{{TOC limit|limit=3}}

==Историја==

{{Главна статија|Историја на општата релативност|Класични теории за гравитацијата}}

Наскоро по објавувањето на [[специјална релативност|специјалната теорија за релативноста]] во 1905 г., Ајнштајн почнал да размислува како да ја вклопи [[гравитација]]та во неговата нова релативистичка рамка. Во 1907 г., започнувајќи со едноставен [[мисловен опит]] кој вклучувал набљудувач во слободен пад, тој навлегол во нешто што ќе биде осумгодишна потрага за релативистичката теорија за гравитацијата. По многубројни скршнувања и погрешни зачетоци, неговата работа завршила со прикажување на неговата работа пред [[Пруска академија за науките|Пруската академија за науките]] во ноември 1915 г. кои денес се познати како [[Ајнштајнови равенки за полето]]. Овие равенки ја одредуваат геометријата на просторот и времето која е под влијание на присутната материја и зрачење, и  го определува јадрото на Ајнштајновата општа теорија за релативноста.<ref>{{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 9 to 15}}, {{Harvnb|Janssen|2005}}; an up-to-date collection of current research, including reprints of many of the original articles, is {{Harvnb|Renn|2007}}; an accessible overview can be found in {{Harvnb|Renn|2005|pp=110ff}}. An early key article is {{Harvnb|Einstein|1907}}, cf. {{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 9}}. The publication featuring the field equations is {{Harvnb|Einstein|1915}}, cf. {{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 11–15}}</ref>

Ајнштајновите равенки за полето се [[нелинеарна диференцијална равенка|нелинеарни]] и многу тешки за решавање. Ајнштајн употребил приближни методи во првичните предвидувања на теоријата. Но на почетокот на 1916 г., астрофизичарот [[Карл Шварцшилд]] го изнашол првото нетривијално точно решение на Ајнштајновите равенки за полето, преку т.н. [[Шварцшилдова метрика]]. Ова решение го постави темелот за описот на конечните фази за гравитациското собирање, и телата кои денес се познати како црни дупки. Во истата година, беа преземени првите чекори кон воопштување на Шварцшилдовото решение на [[електричен полнеж|електрично наелектризираните]] тела, кои подеднакво довеле до [[Рајснер–Нордштромова метрика|Рајснер–Нордштромовото решение]], кое сега е поврзано со електрично наелектризираните црни дупки.<ref>{{Harvnb|Schwarzschild|1916a}}, {{Harvnb|Schwarzschild|1916b}} and {{Harvnb|Reissner|1916}} (later complemented in {{Harvnb|Nordström|1918}})</ref> Во 1917 г., Ајнштајн ја применил својата теорија на [[универзум]]от како целина, со што го створил полето на релативистичката [[физичка космологија|космологија]]. Во споредба со тогашното сфаќање, тој универзумот го согледал како непроменлив (статичен), со што додал параметар на неговите оригинални равенки на полето  т.н.[[космолошка постојана]] за да се добие тоа „набљудување“.<ref>{{Harvnb|Einstein|1917}}, cf. {{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 15e}}</ref> До 1929 г., испитувањата на [[Едвин Хабл|хабл]] и останатите покажале дека [[метричкото ширење на вселената|универзумот се шири]]. Ова е соодветно опишано со проширените космолошки решенија на [[Александер Фридман|Фридман]] од 1922 г., за кои не е потребна космолошка постојана. [[Жорж Леметр|Леметр]] ги искористил овие решенија за да го определи најраниот облик на моделите за [[голема експлозија|големата експлозија]], според кои нашиот универзум започнал од крајно топла и густа состојба.<ref>Hubble's original article is {{Harvnb|Hubble|1929}}; an accessible overview is given in {{Harvnb|Singh|2004|loc=ch. 2–4}}</ref> Ајнштајн подоцна изјавил дека космолошката постојана била неговата најголема животна грешка.<ref>As reported in {{Harvnb|Gamow|1970}}. Einstein's condemnation would prove to be premature, cf. the section [[General relativity#Cosmology|Cosmology]], below</ref>

За време на тој период, општата релативност станала само љубопитност меѓу физичките теории. Очигледно била надмоќна во однос на [[Њутнова гравитација|Њутновата гравитација]], која е во согласност со [[специјална релативност|специјалната релативност]] и појаснувањето на неколку необјаснети ефекти од Њутновата теорија. И самиот Ајнштајн покажал во 1915 г., како неговата теорија ја објаснува [[испитување на општата релативност|аномалијата на перихелијот]] на планетата [[Меркур]] без придружни параметри.<ref>{{Harvnb|Pais|1982|pp=253–254}}</ref> Слично, во 1919 г. експедиција предводена од  [[Артур Едингтон|Едингтон]] го потврдила предвидувањето на општата теорија за закривувањетона светлината оддадена од Сонцето за време на целосното затемнување кое се случилао на 29 мај 1919 г.,<ref>{{Harvnb|Kennefick|2005}}, {{Harvnb|Kennefick|2007}}</ref> со што Ајнштајн стекнал моментална слава.<ref>{{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 16}}</ref> Сепак теоријата се вброила во главните теории на [[теориска физика|теориската физика]] и [[астрофизика]] благодарение на развојот меѓу 1960 и 1975 г., сега познат под името [[златна доба на општата релативност]].<ref>{{Наведена книга|title=The future of theoretical physics and cosmology: celebrating Stephen Hawking's 60th birthday |chapter=Warping spacetime |first1=Kip |last1=Thorne |publisher=Cambridge University Press |year=2003 |isbn=0-521-82081-2 |page=74 |url=http://books.google.com/books?id=yLy4b61rfPwC}}, [http://books.google.com/books?id=yLy4b61rfPwC&pg=PA74 Extract of page 74]</ref> Физичарите почнале да го разбираат концептот за црна дупка, и да ги препознаат [[квазар]]ите како пример за црна дупка.<ref>{{Harvnb|Israel|1987|loc=ch. 7.8–7.10}}, {{Harvnb|Thorne|1994|loc=ch. 3–9}}</ref> Дури и попрецизните исптувања на сончевиот Систем ја потврдиле предвидувачката моќ на теоријата,<ref>Sections [[General relativity#Orbital effects and the relativity of direction|Orbital effects and the relativity of direction]], [[General relativity#Gravitational time dilation and frequency shift|Gravitational time dilation and frequency shift]] and [[General relativity#Light deflection and gravitational time delay|Light deflection and gravitational time delay]], and references therein</ref> и релативистичката космологија, станале достапни за директни набљудувачки испитувања.<ref>Section [[General relativity#Cosmology|Cosmology]] and references therein; the historical development is in {{Harvnb|Overbye|1999}}</ref>

==Од класичната механика до општата релативност==

Општата релативност може да се разбере преку разбирање на сличностите кои постојат со [[класична механика|класичната механика]]. Првиот чекор е да се разбере дека класичната механика и Њутновиот закон за гравитација се подложни на геометриско опишување. Комбинацијата на овие описи со законите на специјалната релативност доведува до создавање на теоријата за општата релативност.<ref>The following exposition re-traces that of {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1}}</ref>

===Геометријата на Њутновата гравитација===

[[File:Elevator gravity.svg|thumb|Според општата релативност, телата во гравитациско поле се однесуваат како телата во забрзувачки затворен простор. На пример, набљудувач ќе забележи дека топче паѓа на ист начин во внатрешноста на ракетата (лево) како и во случајот на Земјата (десно), при услов забрзувањето на ракетата да обезбедува иста релативна сила.]]

Во основата на [[класична механика|класичната механика]] е тврдењето дека движењето на [[физичко тело|телото]] може да се опише како мешавина од слободни (или [[инерцијално]]) движење, и застранувањата од овие слободни движења. ваквите застранувања се предизвикани од надворешни сили кои дејствуваат на телото во согласност со Њутновиот втор закон за движењето, кој тврди дека вкупната [[сила]] која дејствува на телото е еднаква на (инерцијалната) [[маса]] помножена со сопственото [[забрзување]].<ref>{{Harvnb|Arnold|1989|loc=ch. 1}}</ref> Добиените инерцијални движења се поврзани со геометријата на просторот и времето, при стандарден [[појдовен систем]] на класичната механика, телата во слободно движење  се движат по прави линии со постојани брзини. Во современиот говор, нивните патеки се [[геодезија|геодезични]], прави [[светска линија|светски линии]] во закривениот време-простор.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|pp=5f}}</ref>

Соодветно, секој би очекувал дека инерцијалните движења, кога ќе бидат согледани преку набљудувањата на вистинитите движења на телата и се овозможуваат надворешните сили (како што се [[електромагнетизам|електромагнетизмот]] или [[триење]]то), можат да се искористат за геометријата на просторните така и за временските [[координати]]. Како и да е, постои несигурност кога ќе се воведе [[гравитација]]та. Според [[Њутнов закон за гравитација|Њутновиот закон за гравитација]], кои независно е потврден преку опитите како оние на [[Лоранд Етвеш|Етвеш]] и неговите наследници (Погледајте [[Етвешов опит]]), постои и [[универзалност на слободен пад|универзалност на слободниот пад]] (исто така позната и како како слабо [[начело за еднаквост]], или сеопфатна еднаквост на инерцијалните и пасивната  гравитациска маса), односно патеката на [[испитувано тело|испитуваното тело]] при [[слободен пад]] зависи само од неговата местоположба и почетна брзина, но не и со материјалните својства.<ref>{{Harvnb|Will|1993|loc=sec. 2.4}}, {{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 2}}</ref> Поедноставен облик на погоре споменатото е содржано во Ајнштајновиот опит во лифт, кој е прикажан на сликата од десно, за набљудувач кој е во мала затворена соба, невозможно е да одлучи, преку исцртување на патеките на телата како оние при падот на топката, дали собата е во мирување во гравитациското поле, или во слободниот простор на ракета која забрзува и притоа создава сила еднаква на гравитацијата.<ref>{{Harvnb|Wheeler|1990|loc=ch. 2}}</ref>

Земајќи ја предвид сеопфатноста на слободниот пад, каде не постои воочлива разлика меѓу инерцијалното движење и движењето под влијание на гравитациската сила. Со ова се навестува нова класа на инерцијално движење, имено она за слободен пад под влијание на гравитацијата. Оваа нова класа на посакувани движења, исто така, ја определува геометријата на просторот и времето преку математички записи, станува збор за [[геодезија|геодезиски]] движења поврзани со одредена [[врска (математика)|врска]] која зависи од [[градиент]]от на [[гравитациски потенцијал|гравитацискиот потенцијал]]. Просторот, при оваа замисла, сè уште се заснова на обичната [[Евклидова геометрија]]. Како и да е, простор-''времето'' како целина е посложено. Како што може прикаже преку едноставен [[мисловен опит|мисловни опити]] кои го опишуваат патеките на слободниот пад  за различни испитувања на честичките, резултатот од време-просторните вектори кои ја определуваат брзината на честичката (временски вектори) ќе се менува со патеката на честичка, математички кажано, Њутновата поврзаност не е [[точно решена задача|точна]]. Од ова, може да се заклучи дека време-просторот е [[закривен]]. Резултатот е запис на Њутновата гравитација со користење на [[коваријанта|коваријантни]] замисли, на пример опис кој е важечки во секој замислен координатен систем.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1.2}}, {{Harvnb|Havas|1964}}, {{Harvnb|Künzle|1972}}. The simple thought experiment in question was first described in {{Harvnb|Heckmann|Schücking|1959}}</ref> Во овј геометриски опис, [[плимна сила|плимните сили]] во однос на релативното забрзување на телата при слободен пад и се поврзани со изводот од поврзаноста, со што се покажува како присуство на маса.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|pp=10f}}</ref>

===Релативистичко воопштување===

[[File:Light cone.svg|thumb|left|upright|[[Светлински конус]]]]

Колку и да е интересна Њутновата гравитација, нејзината основа, класичната механика, е само ограничен случај на [[специјална релативност|(специјална)релативистичка]] механика.<ref>Good introductions are, in order of increasing presupposed knowledge of mathematics, {{Harvnb|Giulini|2005}}, {{Harvnb|Mermin|2005}}, and {{Harvnb|Rindler|1991}}; for accounts of precision experiments, cf. part IV of {{Harvnb|Ehlers|Lämmerzahl|2006}}</ref> Со употреба на [[симетрија]]та, каде гравитацијата може да се занемари, физиката е [[Лоренцова непроменлива|Лоренцова непроменливост]] како и во специјалната релативност наместо [[Галилеева непроменлива|Галилеева непроменливост]] како во класичната механика. Разликите меѓу двете теории стануваат значајни кога станува збор за брзини блиски на [[брзина на светлината|брзината на светлината]], како и при високоенергетските појави.<ref>An in-depth comparison between the two symmetry groups can be found in {{Harvnb|Giulini|2006a}}</ref>

Со Лоренцовата симетрија, се појавуваат нови структури. Тие се дефинирани како збир од светлински конуси (погледајте ја сликата од лево). Светлинските конуси ја определуваат причинската структура, за секој [[настан (релативност)|настан]] A, постои збир од настани кои можат начелно, или да влијаат на или да бидат под влијание на A преку сигнали или заемодејства кои немаат потреба да се движат со брзини поголеми од брзината на светлината (како настанот B на сликата), и збир од настани за кои ваквото влијание е невозможно (таков настан е C на сликата). Овие збирови се независно-набљудувачки.<ref>{{Harvnb|Rindler|1991|loc=sec. 22}}, {{Harvnb|Synge|1972|loc=ch. 1 and 2}}</ref> Во сооднос со светските линии на честичките во слободен пад, светлинските конуси можат да се искористат за реконструирање на време-просторната полуриманова метрика, сè до одреден скаларен вектор. Математички кажано, ова ја дефинира конформната геометрија.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 2.3}}</ref>

Специјалната релативност е дефинирана во отсуство на гравитацијата, па за практични примени, е соодветен модел кога се занемарува гравитацијата. Со воведување на гравитацијата, и со претпоставување на сеопфатен слободен пад, важи истото размислување како претходниот дел, не постојат глобални [[инерцијален појдовен систем|инерцијални појдовни системи]]. Наместо тоа постојат приближни инерцијални рамки кои се движат долж честичките во слободен пад. Искажано преку време-просторот, правитевременски линии кои го дефинираат системот ослободен од граавитацијата се деформирани во линии ки се закривени во однос една на друга, што наведува дека вклучувањето на гравитацијата доведува до промена на време-просторната геометрија.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1.4}}, {{Harvnb|Schutz|1985|loc=sec. 5.1}}</ref>

Најнапред, не е јасно дали новите локални појдовни системи при слободен пад се во согласност со појдовните рамки во кои важат законите на специјалната релативност оваа теорија е заснована на движењето на светлината, а со тоа и на [[електромагнетизам|електромагнетизмот]], кои може да има поинаков збир на посакувани појдовни системи. Но со користење на различни претпоставки за специјално релативистичките системи, можат да се добијат различни предвидувања за [[гравитациско црвено поместување|гравитациските црвени поместувања]], што е всушност, начинот на кој светлинските светлински промени како што светлината се движи низ гравитациското поле. Мерењата на покажуваат дека системите со слободен пад се оние кај кои светлината се движи на ист начин како и во специјалната релативност.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|pp=17ff}}; a derivation can be found in {{Harvnb|Mermin|2005|loc=ch. 12}}. For the experimental evidence, cf. the section [[General relativity#Gravitational time dilation and frequency shift|Gravitational time dilation and frequency shift]], below</ref> Воопштувањето на оваа изјава, имено дека важат законите на специјалната релативност како добра прептоставка за појдовните системи во слободен пад, познато е како Ајнштајново начело за еднаквост, значајно водечко начело за воопштување на специјално релативистичката физика да ја вклучи гравитацијата.<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 1.13}}; for an elementary account, see {{Harvnb|Wheeler|1990|loc=ch. 2}}; there are, however, some differences between the modern version and Einstein's original concept used in the historical derivation of general relativity, cf. {{Harvnb|Norton|1985}}</ref>

Истите податоци добиени од опитите покажуваат дека времето мерено од часовниците во гравитациското поле или [[соодветно време|соодветното време]], не ги следи законитостите на специјалната релативност. Искажано преку врем-просторната геометрија, не се мери со употреба на [[Минковскиева метрика|Минковскиевата метрика]]. Како и во Њутновиот случај, станува збор за поопшта геометрија. При мали големини, сите појдовни системи кои се во слободен пад се подеднакви, и приближно Минковскиеви. Последователно, станува збор за закривено воопштување на Минковскиевиот простор. Метричкиот тензор кои ја ја определува геометријата, како што должините и аглите се измерени, но не е Минковскиевата метрика на специјалната релативност, станува збор за воопштување познати како полуриманови метрики. Понатамошно, секоја риманова метрика природно се поврзува со одреден вид на поврзаност, односно [[Леви-Чивитова поврзаност]], а ова всушност е, врската која го задоволува начелото на еднаквост и го прави просторот да биде локално Минковскиев.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1.4}} for the experimental evidence, see once more section [[General relativity#Gravitational time dilation and frequency shift|Gravitational time dilation and frequency shift]]. Choosing a different connection with non-zero [[torsion tensor|torsion]] leads to a modified theory known as [[Einstein–Cartan theory]]</ref>

===Ајнштајнови равенки===
{{Главна статија|Ајнштајнови равенки за поле|Математиката на општата релативност}}

Знаејќи ги релативиатичкиот и геометрискиот облик на гравитацијата, останува само прашањето за изворот на гравитацијата. Кај Њутновата гравитација, изворот е масата. Во специјалната релативност, масата е дел од општото количество наречено [[енергетски–импулсен тензор]], кој пак ги вклучува [[енергетска густина|енергијата]] и [[импулс]]от [[густина|густините]] како и  [[стрес (физика)|стресот]].<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|p=16}}, {{Harvnb|Kenyon|1990|loc=sec. 7.2}}, {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=sec. 2.8}}</ref> Со употреба на начелото за еднаквост, овој тензор често се употребува за закривениот време-простор. Искористувајќи ја геометриската Њутнова гравитација, природно е да се земе дека [[равенка за поле|равенките за поле]] на гравитацијата, го поврзуваат овој тензор и [[Ричиева крива|Ричиевиот тензор]], со што се опишани класа на плимни ефекти: промената на волуменот на мал облак од честички кои се во мирување за подоцна да бидат во слободен пад. Во специјалната релативност, [[зачувување на енергија|зачувувањето на енергија]] и импулсот со изјавата дека енергетско-импулсниот тензор е без [[дивергенција]]. оваа равенка е исто така често воопштувана за закривениот време-простор со замена на [[парцијален извод|парцијалните изводи]] со нивните спротивни закривени -[[многуобразие|многуобразија]], коваријантните изводи кои се изучуваат во [[диференцијална геометрија|диференцијалната геометрија]]. Со овој дополнителен услов, коваријантната дивергенција на енергетско-импулсниот тензор, а со тоа и на останатото кое се наоѓа на другата страна на равенката, е нула и наједноставните равенки се наречени Ајнштајнови равенки за полето:

{{Равенка во кутија 1
|indent=:
|title='''Einstein's field equations'''
|equation=<math>G_{\mu\nu}\equiv R_{\mu\nu} - {\textstyle 1 \over 2}R\,g_{\mu\nu} = {8 \pi G \over c^4} T_{\mu\nu}\,</math>
|cellpadding
|border
|border colour = #50C878
|background colour = #ECFCF4}}

на левата страна е [[Ајнштајнов тензор|Ајнштајновиот тензор]], одреден дивергенција слободна комбинација од [[Ричиева крива|Ричиевиот тензор]] <math>R_{\mu\nu}</math> и метриката.  Каде <math>G_{\mu\nu}</math> е симетрично. Во случајот,

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

каде кривата е скаларна. Ричиевиот тензор е поврзан со попштиот [[Риманов тензор на закривеност]] запишан како

:<math>R_{\mu\nu}={R^\alpha}_{\mu\alpha\nu}.\,</math>

OНа десната страна, ''<math>T_{\mu\nu}</math>'' е енергетско-импулсниот тензор.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|pp=19–22}}; for similar derivations, see sections 1 and 2 of ch. 7 in {{Harvnb|Weinberg|1972}}. The Einstein tensor is the only divergence-free tensor that is a function of the metric coefficients, their first and second derivatives at most, and allows the spacetime of special relativity as a solution in the absence of sources of gravity, cf. {{Harvnb|Lovelock|1972}}. The tensors on both side are of second rank, that is, they can each be thought of as 4×4 matrices, each of which contains ten independent terms; hence, the above represents ten coupled equations. The fact that, as a consequence of geometric relations known as [[Bianchi identities]], the Einstein tensor satisfies a further four identities reduces these to six independent equations, e.g. {{Harvnb|Schutz|1985|loc=sec. 8.3}}</ref> Споредувањето на предвидувањето на теоријата  срезултатите добиени од набљудувањата на [[планета]]рните [[орбита|орбити]] (или, подеднакво, за слабата гравитација границата е Њутновата механика), постојаната за пропорционалност може да се одреди како κ = 8π''G''/''c''<sup>4</sup>, каде ''G'' е [[гравитациска постојана|гравитациската постојана]] и ''c'' како [[брзина на светлината|брзината на светлината]].<ref>{{Harvnb|Kenyon|1990|loc=sec. 7.4}}</ref> Кога отуствува материјата, нема потреба од енергетско-импулсниот тензор, па резултат на тоас се Ајнштајновите равенки во вакуум:

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

Постојат и поинакви теории за општата релативност, кои вклучуваат и дополнителни правила или ограничувања со што се добиваат поинакви равенки за полињата. Примери се [[Бранс–Дикева теорија|Бранс-Дикевата теорија]], [[телепаралелизам]]от, и [[Ајнштајн-Каранова теорија|Ајнштајн-Карановата теорија]].<ref>{{Harvnb|Brans|Dicke|1961}}, {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=sec. 3 in ch. 7}}, {{Harvnb|Goenner|2004|loc=sec. 7.2}}, and {{Harvnb|Trautman|2006}}, respectively</ref>

==Дефиниција и основна примена==
{{Поврзано|Математика на општата релативност|Физички теории изменети од општата релативност}}

Изводите кои беа споменети во претходниот дел ги содржат сите информации потребни за да се дефинира општата релативност, опишат клучните својства, и да се обрне внимание на прашањата значајни за физиката, имено како може да се искористи теоријата за создавање на модели.

===Дефиниција и основни особености===

Општата релативност е [[метрика (општа релативност)|метричка]] теорија за [[гравитација]]та. Во нејзиното јадро се [[Ајнштајнови равенки|Ајнштајновите равенки]], кои ја опишуваат врската меѓу [[геометрија]]та на четири димензионалното, псевдо-Риманово многуобразие кое го претставува време-просторо, и енергија-импулсот кои се содржи во тој време-простор.<ref>{{Harvnb|Wald|1984|loc=ch. 4}},{{Harvnb|Weinberg|1972|loc=ch. 7}} or, in fact, any other textbook on general relativity</ref> Појавите кои во [[калсична механика|класичната механика]] се препишани на силата на гравитацијата (како што се [[слободен пад|слободниот пад]], [[орбита]]лното движење и патеките на вселенските возила), се соодветни на инерцијалното движење во [[закривеност|закривената геометрија]] на време-просторот во општата релативност, каде отсуствува гравитациска сила која ги закривува патеките на телата. Наместо тоа, гравитацијата содејствува со промените во времето и просторот, на начин кој ги менува и најправите можни линиски патеки на телата.<ref>At least approximately, cf. {{Harvnb|Poisson|2004}}</ref> Закривеноста е причинета од енергија-импулсот на материјата. Според познатиот релативист [[Џон Арчибалд Вилер]], време-просторот и кажува на материјата како да се движи, додека пак материјата му кажува на време-просторот како да се закривува.<ref>{{Harvnb|Wheeler|1990|p=xi}}</ref>

Општата релативност го заменува [[скаларно поле|скаларот]] на гравитацискиот потенцијал на класичната физика преку симетричен тензор од втор ранг, симетричниот тензор се сведува на скаларот при одредени ограничени случаи. За слабите гравитациски полиња со мали брзини во однос на брзината на светлината, предвидувањата на теоријата се сведуваат на тие од  [[Њутнов закон за сеопфатна гравитација|Њутновиот закон за сеопфатна гравитација]].<ref>{{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 4.4}}</ref>

Бидејќи при записот се користат [[тензор]]и, општата релативност ја прикажува [[општа коваријанса|општата коваријанса]]: нејзините закони и понатамошните закони определени преку општата релативистичка рамка добивајќи ист облик во сите [[координатен систем|координатните системи]].<ref>{{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 4.1}}</ref> Понатамошно, теоријата не содржи никакви непроменливи геометриски позадински структури на пример, станува збор за [[Позадинска независност|позадинска независна]]. На тој начин се задоволува начелото за општата релативност, односно дека [[физики закони|физичките закони]] се исти за сите набљудувачи.<ref>For the (conceptual and historical) difficulties in defining a general principle of relativity and separating it from the notion of general covariance, see {{Harvnb|Giulini|2006b}}</ref> Локално, како што се искажува во начелото за еднаквост време-просторот е Минковскиев и законите на физиката пројавуваат локална Лоренцова непроменливост.<ref>section 5 in ch. 12 of {{Harvnb|Weinberg|1972}}</ref>

===Создавање на модели===

Јадрото на концептот за создавање на општи релативистички модели се решенијата на Ајнштајновите равенки. Земајќи ги предвид Ајнштајновите равенки и подобните равенки за особеностите на материјата, па добиеното решение се добива одредено полуриманово многуобразие и одредени материјални полиња кои се дефинираат со тоа многуобразие. Материјата и геометријата мора да ги исполнуваат Ајнштајновите равенки, материјалниот енергија-импулсен тензор мора да биде ослободен од дивергенција. Материјата мора секако да задоволи дополнителни равенки. Накратко, ваквото решение е модел на универзумот кој ги задоволува законитостите на општата релативност и можните дополнителни закони кои кои владејат во зависност од материјата која е присутна.<ref>Introductory chapters of {{Harvnb|Stephani|Kramer|MacCallum|Hoenselaers|2003}}</ref>

Ајнштајновите равенки се нелиниски [[парцијална диференцијална равенка|парцијални диференцијални равенки]] и, како такви не можат да бидат точно решени.<ref>A review showing Einstein's equation in the broader context of other PDEs with physical significance is {{Harvnb|Geroch|1996}}</ref> Сепак, познати се одреден броја на точни решенија, иако само мал број од нив имаат корисна примена.<ref>For background information and a list of solutions, cf. {{Harvnb|Stephani|Kramer|MacCallum|Hoenselaers|2003}}; a more recent review can be found in {{Harvnb|MacCallum|2006}}</ref> Најпознатите точни решенија се и оние кои се од интерес на физиката, такви се: [[Шварцшилдово решение|Шварцшилдовото решение]],[[Рајснер–Нордштромова метрика|Рајснер–Нордштромовото решение]] и [[Керова метрика|Керовата метрика]], и сите се поврани со одреден вид на црна дупка во и така празниот универзум,<ref>{{Harvnb|Chandrasekhar|1983|loc=ch. 3,5,6}}</ref> и [[Фридман–Леметр–Робертсон–Валкерова метрика|Фридман–Леметр–Робертсон–Валкеровата метрика]] и [[де Ситеров универзум|де Ситерови универзуми]], и сите опишуваат универзум кој се шири.<ref>{{Harvnb|Narlikar|1993|loc=ch. 4, sec. 3.3}}</ref> Точните решенија кои се од интерес на теориската физика се [[Геделова метрика|Геделовиот универзум]] (кој ја овозможува интересната можност за [[патување низ времето]] во закривен време-простор), [[Тауб-НУТ-ово решение|Тауб-НУТ-овото решение]] (модел на универзумот кој е [[еднородност (физика)|еднороден]], но [[анизотропија|анизотропрн]]), и анти де Ситеров простор (кој неодамна стана доминантен во прилог на т.н. AdS/CFT коресподенција).<ref>Brief descriptions of these and further interesting solutions can be found in {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=ch. 5}}</ref>

Земајќи го предвид тешкотиите за определување на точните решенија, Ајнштајновите равенки за полето често се решаваат преку [[бројчена интеграција]] со помош на сметач, или со разгледување на мали или разгледувајќи мали пореметувања на точните решенија. Во полето на [[бројчена релативност|бројчената релативност]], се користат моќни сметачи за да се симулира геометријата на време-просторот а со тоа и да се решат Ајнштајновите равенки за интересни ситуации како на пример за две црни дупли кои би се судриле.<ref>{{Harvnb|Lehner|2002}}</ref> Како начело, овие методи можат да се применат на кој и да било систем, доколку се поседува соодветна сметачка моќ, и притоа може да се разгледаат основните прашања како на пример [[отскриен сонгуларитет|отскриените сингуларности]]. Приближните решенија можат да се најдат до употреба на растројни теории како што се линиската гравитација<ref>For instance {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 4.4}}</ref> и нејзиното воопштување, пост-Њутновот проширување, и двете биле изведени од Ајнштајн. Се овозможува систематски приод за решавање на геометријата на време-просторот која содржи материја која се движи споро во однос на брзината на светлината. Проширувањето содржи серија на поими, првите поими ја претставуваат Њутновата гравитација, додека пак второстепените претставуваат помали исправки на Њутновата теорија поради општата релативност.<ref>{{Harvnb|Will|1993|loc=sec. 4.1 and 4.2}}</ref> Проширување на ова проширување е параметризиран пост-Њутнов (ППЊ) формализам, кои овозможува квантитативни споредби меѓу предвидувањата на општата релативност и сличните теории на општата релативност.<ref>{{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 3.2}}, {{Harvnb|Will|1993|loc=ch. 4}}</ref>

==Последици од Ајнштајновата теорија==

Општата релативност има бројни физички последици. Некои потекнуваат од аксиомите на теоријата, додека пак други стануваат јасни по деведесет години истражување кои следела по првичното објавување на Ајнштајновата теорија за општата релативност.

===Гравитациско временско скусување и промена на честотата===

{{Главна статија|Гравитациско временско скусување}}

[[File:Gravitational red-shifting.png|thumb|Шематски приказ на гравитациското црвено поместување на светлинскиот бран додека ја напушта површината ма масивно тело]]

Ако се претпостави дека [[начело за еднаквост|начелото за еднаквост]] е точен,<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|pp=24–26 vs. pp. 236–237}} and {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|pp=164–172}}. Einstein derived these effects using the equivalence principle as early as 1907, cf. {{Harvnb|Einstein|1907}} and the description in {{Harvnb|Pais|1982|pp=196–198}}</ref> гравитацијата влијае на минувањето на времето. Светлината испратена во [[гравитациски бунар|гравитацискиот бунар]] е [[сино поместување|поместена кон сино]], додека пак светлината која е пуштена во спротивна насока е [[црвено поместување|поместена кон црвено]], овие два ефекта се познати како гравитациско честотно поместување. Поопшто, настаните во близина на масивно тело се одвиваат побавно кога се споредуваат со настаните кои се одвиваат на поголема далечина, овој е ефект е познат под името гравитациско временско скусување.<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|pp=24–26}}; {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973 |loc=§ 38.5}}</ref>

Гравитациското црвено поместување е измерено лабораториски<ref>[[Pound–Rebka experiment]], see {{Harvnb|Pound|Rebka|1959}}, {{Harvnb|Pound|Rebka|1960}}; {{Harvnb|Pound|Snider|1964}}; a list of further experiments is given in {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=table 4.1 on p. 186}}</ref> и со користење на астрономски набљудувања.<ref>{{Harvnb|Greenstein|Oke|Shipman|1971}}; the most recent and most accurate Sirius B measurements are published in {{Harvnb|Barstow, Bond et al.|2005}}.</ref> Гравитациското временско скусување во Земјиното гравитациско полее измерено многупати со употреба на [[атомски часовиник|атомски часовници]],<ref>Starting with the [[Hafele–Keating experiment]], {{Harvnb|Hafele|Keating|1972a}} and {{Harvnb|Hafele|Keating|1972b}}, and culminating in the [[Gravity Probe A]] experiment; an overview of experiments can be found in {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=table 4.1 on p. 186}}</ref> додека проверката во тек се добива како спореден ефект од работата на [[глобален позиционен систем|ГПС]].<ref>GPS is continually tested by comparing atomic clocks on the ground and aboard orbiting satellites; for an account of relativistic effects, see {{Harvnb|Ashby|2002}} and {{Harvnb|Ashby|2003}}</ref> Испитувањата во силните гравитациски полиња се добиваат преку набљудување на [[двоен пулсар|двојни пулсари]].<ref>{{Harvnb|Stairs|2003}} and {{Harvnb|Kramer|2004}}</ref> Сите реултати се во согласност со општата релативност.<ref>General overviews can be found in section 2.1. of Will 2006; Will 2003, pp. 32–36; {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=sec. 4.2}}</ref> Но, со моменталното ниво на прецизност, овие набљудувања не можат да направат разлика меѓу општата релативност и останатите теории во кои начелото на еднаквост е со подеднаква важност.<ref>{{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|pp=164–172}}</ref>

===Закривување на светлината и гравитациското временско задоцнување===
{{Главна статија|Кеплеров проблем во општата релативност|Гравитациски леќи|Шапирово задоцнување}}

[[File:Light deflection.png|thumb|left|upright|Закривување на светлината (потекнува од синиот извор) во близина на телото (прикажано со сиво)]]

Општата релативност предвидува дека патот на светлината е закривен во гравитациско поле, светлината која минува покрај масивно телое закривена кон тоа тело. Овој ефект е потврден преку набљудувањето на светлината од далечните ѕвезди или далечните [[квазар]]и е закривена како што минува покрај [[Сонце]]то.<ref>Cf. {{Harvnb|Kennefick|2005}} for the classic early measurements by the [[Arthur Eddington|Eddington]] expeditions; for an overview of more recent measurements, see {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=ch. 4.3}}. For the most precise direct modern observations using quasars, cf. {{Harvnb|Shapiro|Davis|Lebach|Gregory|2004}}</ref>

Ова и поврзаните предвидувања се добиени од фактот дека светлината следи линија која се нарекува нулта геодезиска линија односно воопштување на правите линии по кои се движи светлината во [[класична физика|класичната физика]]. Ваквите геодезии се вообопштување на непроменливоста на брзината на светлината во спевијалната релативност.<ref>This is not an independent axiom; it can be derived from Einstein's equations and the Maxwell [[Lagrangian]] using a [[WKB approximation]], cf. {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 5}}</ref> како што се исптува соодветен модел на време-просторот,<ref>{{Harvnb|Blanchet|2006|loc=sec. 1.3}}</ref> се добиваат неколку ефекти од движењето на светлината во присуство на светлината. Иако закривувањето на светлината може да се изведе со проширување на сеопфатноста на слободниот пад на светлината,<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 1.16}}; for the historical examples, {{Harvnb|Israel|1987|pp=202–204}}; in fact, Einstein published one such derivation as {{Harvnb|Einstein|1907}}. Such calculations tacitly assume that the geometry of space is [[Euclidean space|Euclidean]], cf. {{Harvnb|Ehlers|Rindler|1997}}</ref> аголот на светлината кој се добива од овие пресметки е само половична вредност од вредноста добиена со општата релативност.<ref>From the standpoint of Einstein's theory, these derivations take into account the effect of gravity on time, but not its consequences for the warping of space, cf. {{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 11.11}}</ref>

Мошне поврзана појава на закривувањето на светлината е гравитациското временско задоцнување (или Шапирово задоцнување), појавата при која име е потребно подолго време на светлинските зраци да поминат низ гравитациското поле отколку кога тоа поле го нема. Постојат многу успешни испитувања на ова предвидување.<ref>For the Sun's gravitational field using radar signals reflected from planets such as [[Venus]] and [[Mercury (planet)|Mercury]], cf. {{Harvnb|Shapiro|1964}}, {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=ch. 8, sec. 7}}; for signals actively sent back by space probes ([[transponder]] measurements), cf. {{Harvnb|Bertotti|Iess|Tortora|2003}}; for an overview, see {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=table 4.4 on p. 200}}; for more recent measurements using signals received from a [[pulsar]] that is part of a binary system, the gravitational field causing the time delay being that of the other pulsar, cf. {{Harvnb|Stairs|2003|loc=sec. 4.4}}</ref> Во параметризираниот пост-Њутнов формализам мерењата на закривувањето на светлината и гравитациското врменско задоцнување го определуваат параметар наречен γ, кој го означува влијанието на гравитацијата на геометријата на просторот.<ref>{{Harvnb|Will|1993|loc=sec. 7.1 and 7.2}}</ref>
{{среди}}

===Гравитациски бранови===

{{Главна статија|Гравитациски бран}}
[[File:Gravwav.gif|thumb|Прстен од честички под влијание на гравитациски бран]]

Една од неколкуте споредби меѓу слабите гравитациски полиња и [[електромагнетизам|електромагнетизмот]] е дека, покрај [[електромагнетен бран|електромагнетните бранови]], постојат и [[гравитациски бран]]ови, кои се нарушувања во метриката на време-просторот кои се движат со [[брзина на светлината|брзината на светлината]].<ref>These have been indirectly observed through the loss of energy in binary pulsar systems such as the [[Hulse–Taylor binary]], the subject of the 1993 Nobel Prize in physics. A number of projects are underway to attempt to observe directly the effects of gravitational waves. For an overview, see {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|loc=part VIII}}. Unlike electromagnetic waves, the dominant contribution for gravitational waves is not the [[dipole]], but the quadrupole; see {{Harvnb|Schutz|2001}}</ref> Наједностаниот вид на ваков бран може да се забележи во прстен на слободни честички. Синусен бран кои се движи низ таков прстен кон набљудувачот го нарушува прстенот на карактеристичен, ритмичен начин (анимацијата од десноt).<ref>Most advanced textbooks on general relativity contain a description of these properties, e.g. {{Harvnb|Schutz|1985|loc=ch. 9}}</ref> Бидејќи Ајнштајновите равенки се нелиниски, силните гравитациски брнови не се покоруваат на линиската суперпозиција, со што нивниот опис се отежнува. Како и да е, за слабите полиња, може да се направи линиска претпоставка. Вака линиските гравитациски бранови се доволно прецизни за да ги опишат, мошне слабите бранови кои се очекува да пристигнат на Земјата од далечните космички настани, кои настануваат на релативни растојанија кои се зголемуваат или намалуваат за <math>10^{-21}</math> или помалку. Методите за анализа на податоците често го користат фактот дека овие линиски бранови може да се разложат со помош на Фуриерови редови.<ref>For example {{Harvnb|Jaranowski|Królak|2005}}</ref>

Некои точни решенија ги опишуваат гравитациските без употреба на приближности, на пример бран се движи низ празен простор<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=ch. 13}}</ref> или т.н. [[Говдиев универзум]], различни гледишта за ширењето на универзумот исполнет со гравитациски бранови.<ref>{{Harvnb|Gowdy|1971}}, {{Harvnb|Gowdy|1974}}</ref> Но загравитациските бранови добиени од важните астрофизички ситуации, како што е спојувањето на две црни дупки, [[бројчена релативност|бројчените методи]] се единствениот начин за создавање на соодветни модели.<ref>See {{Harvnb|Lehner|2002}} for a brief introduction to the methods of numerical relativity, and {{Harvnb|Seidel|1998}} for the connection with gravitational wave astronomy</ref>

===Орбитални ефекти и релативноста на насоката===
{{Главна статија|Кеплеров проблем во општата релативност}}

Општата релативност  се разликува од класичната механика во бројните предвидувања кои се однесуваат на тела кои орбитираат. Се предвидува целокупнато вртење ([[прецесија]]) на планетарните орбити, како и орбиталното нарушување предизвикано од оддавање на гравитациските ефекти и ефектите поврзани со релативноста на насоката.

====Прецесија на апсидите====

[[File:Relativistic precession.svg|thumb|Њутнова (црвена) спроти Ајнштајновата орбита (сина) на единствена планета која кружи околу ѕвезда]]

Во општата релативност, [[апсида|апсиди]]те на секоја [[орбита]] (точката во која орбиталнталното тело е најблизу до [[тежиште]]то) на системот ќе [[прецесија|прецесира]], орбитата не е [[елипса]], но нешто слично на елипса која се завртува околу својот фокус, доведува до [[роза (математика)|крива во вид на роза]](Погледајте ја сликата). Ајнштајн првично го извел овој резултат со употреба на приближна метрика со што се прикажува Њутновата граница при што телото кое орбитира се разгледува како [[честичка]]. За Ајнштајн, фактот дека неговата теорија дала директно објаснување на [[перхелиова прецесија на Меркур|аномалични перхелионови поместувања]] на планетата [[Меркур]], забележани првично од [[Ирбен Леверје]] во 1859 г., беше важен доказ дека најпосле ја препознал точната форма на [[Ајнштајнови равенки на поле|гравитациските равенки за поле]].<ref>{{Harvnb|Schutz|2003|pp=48–49}}, {{Harvnb|Pais|1982|pp=253–254}}</ref>

Ефектот може да биде изведен со употреба на точна [[Шварцшилдова метрика]] (го опишува време-просторот околу сферична маса)<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 11.9}}</ref> или пак со поопшт [[пост-Њутнов формализам]].<ref>{{Harvnb|Will|1993|pp=177–181}}</ref> Сето ова се должи на влијанието на гравитацијата на геометријата на просторот и до придонесот на [[сопствена енергија|сопствената енергија]] на гравитација на телото.<ref>In consequence, in the [[parameterized post-Newtonian formalism]] (PPN), measurements of this effect determine a linear combination of the terms β and γ, cf. {{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 3.5}} and {{Harvnb|Will|1993|loc=sec. 7.3}}</ref> Релативистичката прецесија била набљудувана за сите планети со што се овозможуваат прецизни прецесиони мерења (Меркур, [[Венера]], и Земја),<ref>The most precise measurements are [[VLBI]] measurements of planetary positions; see {{Harvnb|Will|1993|loc=ch. 5}}, {{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 3.5}}, {{Harvnb|Anderson|Campbell|Jurgens|Lau|1992}}; for an overview, {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|pp=406–407}}</ref> како и при системите од [[двоен пулсар|двојните пулсари]], каде е поголема за 5 пати.<ref>{{Harvnb|Kramer|Stairs|Manchester|McLaughlin|2006}}</ref>

====Орбитално нарушување====

[[File:Psr1913+16-weisberg en.png|thumb|Орбиталното нарушување на PSR1913+16: временската промена во секунди, следена во период од три децении.<ref>A figure that includes error bars is fig. 7 in {{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 5.1}}</ref>]]

Според општата релативност, [[двоен систем (астрономија)|двојниот систем]] ќе оддава [[гравитациски бран]]ови, и притоа губејќи [[енергија]]. Поради оваа загуба, растојанието меѓу двете орбитирачки тела се намалува, а со тоа и нивниот орбитален. Во самиот [[сончев Систем]] или за вообичаените [[двојна ѕвезда|двојни ѕвезди]], ефектот е премногу мал за да може да се набљудува. Ова не е случајот за блиските [[двоен пулсар|двојни пулсари]], систем од две [[неутронска ѕвезда|неутронски ѕвезди]], од кои едната е [[пулсар]], набљудувачите на Земјата забележуваат серии на радио пулсови кои можат да се искористат како многу прецизен часовник, со што се овозможува прецизно мерење на орбиталниот период. Бидејќи неутронските ѕвезди се многу компактни, значајни количества на енергија се оддаваат како гравитациско зрачење.<ref>{{Harvnb|Stairs|2003}}, {{Harvnb|Schutz|2003|pp=317–321}}, {{Harvnb|Bartusiak|2000|pp=70–86}}</ref>

Првото набљудување на намалувањето на орбиталниот период поради оддавање на гравитациски бранови е она на [[Расел Алан Хулс|Хулс]] и [[Џозеф Хутон Тејлор|Тејлор]], преку набљудување на пулсарот [[PSR1913+16]] кои беше откриен од нивна страна во 1974 г. Ова беше првото забележување на гравитациските бранови иако истото било индиректно, за што биле наградени во 1993 г. со [[Нобелова награда]] во областа на физиката.<ref>{{Harvnb|Weisberg|Taylor|2003}}; for the pulsar discovery, see {{Harvnb|Hulse|Taylor|1975}}; for the initial evidence for gravitational radiation, see {{Harvnb|Taylor|1994}}</ref> Оттогаш, се пронајдени уште неколку двојни пулсари, особено двојниот пулсар [[PSR J0737-3039]], во кои двете ѕвезди се пулсари.<ref>{{Harvnb|Kramer|2004}}</ref>

====Геодетска прецесија и завлекување на инерцијалниот систем====
{{Главна статија|Геодетска прецесија|Завлекување на инерцијалниот систем}}

Неколку релативистички ефекти се директно поврзани со насоката на релативноста.<ref>{{Harvnb|Penrose|2004|loc=§14.5}}, {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|loc=§11.4}}</ref> Еден од овие ефекти е [[геодетски ефект|геодетската прецесија]], оската на насока на [[жироскоп]]от при слободен пад во закривен време-просторот ќе се смени кога ќе биде спореден, на пример со насоката на светлината која пристигнува од далечните ѕвезди иако ваквиот жироскоп е начинот на кој се одржува насоката што е можно постабилна („[[паралелен пренос]]“).<ref>{{Harvnb|Weinberg|1972|loc=sec. 9.6}}, {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=sec. 7.8}}</ref> За системот Месечина-Земја, овој ефект е измерен со помош на [[месечев ласерски ретрорефлектор|месечевиот ласерски ретрорефлектрор]].<ref>{{Harvnb|Bertotti|Ciufolini|Bender|1987}}, {{Harvnb|Nordtvedt|2003}}</ref> Мошне скоро, беа определени маситебеше направен опит за определување на масите во [[Гравитациска сонда B|Гравитациската сонда B]] (''Gravity Probe B'') со прецизност поголема од 0.3%.<ref>{{Harvnb|Kahn|2007}}</ref><ref>A mission description can be found in {{Harvnb|Everitt|Buchman|DeBra|Keiser|2001}}; a first post-flight evaluation is given in {{Harvnb|Everitt|Parkinson|Kahn|2007}}; further updates will be available on the mission website {{Harvnb|Kahn|1996–2012}}.</ref>

Во близина на маса во вртење, постојат т.н. гравиметриски или ефекти на [[Завлекување на инерцијалниот систем|завлекувањето на инерцијалниот систем]]. За далечен набљудувач телата кој се близу до масата се завлечени од истата. Ова е најизразено при [[Керово решение|вртежните црни дупки]] каде, за некое тело кое навлегува во зоната позната како [[ергосфера]], неговото завртување е неизбежно.<ref>{{Harvnb|Townsend|1997|loc=sec. 4.2.1}}, {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|pp=469–471}}</ref> Ваквите ефекти можат повторно да бидат испитани преку нивното влијание на насоката на жироскопите при слободен пад.<ref>{{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=sec. 4.7}}, {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=sec. 9.7}}; for a more recent review, see {{Harvnb|Schäfer|2004}}</ref> Биле направени неколку необични испитувања со употреба на  сателитската мрежа [[LAGEOS]], со што биле потврдени релативистичките предвидувања.<ref>{{Harvnb|Ciufolini|Pavlis|2004}}, {{Harvnb|Ciufolini|Pavlis|Peron|2006}}, {{Harvnb|Iorio|2009}}</ref> Исто така се користел и [[Марсов глобален набљудувач|Марсовиот глобален набљудувач]] сонда која се наоѓа во орбита околу Марс.<ref>{{Citation| author=Iorio L.|title=COMMENTS, REPLIES AND NOTES: A note on the evidence of the gravitomagnetic field of Mars |date=August 2006| journal=Classical Quantum Gravity|volume=23| issue=17| pages=5451–5454|doi=10.1088/0264-9381/23/17/N01|arxiv = gr-qc/0606092 |bibcode = 2006CQGra..23.5451I }}</ref><ref>{{Citation| author=Iorio L.|title=On the Lense–Thirring test with the Mars Global Surveyor in the gravitational field of Mars| journal=Central European Journal of Physics |date=June 2010| doi=10.2478/s11534-009-0117-6|volume= 8 |issue =3 |pages= 509–513|arxiv = gr-qc/0701146 |bibcode = 2010CEJPh...8..509I }}</ref>

==Астрофизичка примена==

===Гравитациски леќи===
{{Главна статија|Гравитациски леќи}}

[[File:Einstein cross.jpg|thumb|[[Ајнштајнов крст]]: четири слики од истата астрономска појава за истиот астрономски објект, добиени преку [[гравитациски леќи]].]]

Закривувањето на светлината под дејство на гравитацијата, предизвикува низа на нови класи на астрономски појави. Доколку масивно тело се наоѓа меѓу астрономот и оддалечена цел на набљудување со соодветна маса и релативно растојание, астрономот ќе забележи повеќе развлечени слики од целата на набљудување. Ваквите ефекти се познати како ефекти на [[гравитациски леќи]].<ref>For overviews of gravitational lensing and its applications, see {{Harvnb|Ehlers|Falco|Schneider|1992}} and {{Harvnb|Wambsganss|1998}}</ref> Во зафисност од разместеноста големината и распределбата на масата, можат да постојат две или повеќе слики, светол прстен познат како [[Ајнштајнов прстен]], или делумни прстени познати како лакови.<ref>For a simple derivation, see {{Harvnb|Schutz|2003|loc=ch. 23}}; cf. {{Harvnb|Narayan|Bartelmann|1997|loc=sec. 3}}</ref>
[[Двоен квазар|Најраниот пример]] беше оној од 1979 г.<ref>{{Harvnb|Walsh|Carswell|Weymann|1979}}</ref> оттогаш, се набљудувани повеќе од стотина ефекти на гравитациски леќи.<ref>Images of all the known lenses can be found on the pages of the CASTLES project, {{Harvnb|Kochanek|Falco|Impey|Lehar|2007}}</ref> Иако повеќето слики се мошне близу една до друга за да се раздвојат поединечно, но ефектот сè уште може да се измери, на пример, како сеопфатно осветлување на целното тело, бројни се набљудуваните настани со слична природа.<ref>{{Harvnb|Roulet|Mollerach|1997}}</ref>

Гравитациските леќи се престориле во алатка за [[набљудувачка астрономија|набљудувачката астрономија]]. Се користат за претставување на распределбата на [[темна материја|темната материја]], обезбедуваат „природен телескоп“ за набљудуваље на далечните галаксии, и да се добие независна процена на [[Хаблова константа|Хабловата константа]]. Статистичките пресметки на податоците добиени од гравитациските леќи обезбедуваат поглед на структурниот развој на [[галаксија|галаксиите]].<ref>{{Harvnb|Narayan|Bartelmann|1997|loc=sec. 3.7}}</ref>

===Гравитациска бранова астрономија===
{{Главна статија|Гравитациски бран|Гравитациска бранова астрономија}}

[[File:LISA.jpg|thumb|180px|Уметничка претстава на вселенскиот гравитациски бранов регистрирач [[Ласерска интерферометарска вселенска антена|LISA]].]]

Набледувањата на двојните пулсари обезбедуваат силен индиректен доказ за постоењето на гравитациски бранови (Погледајте погоре [[општа релативност#орбитално нарушување|Орбитално нарушување]]). Но, гравитациските бранови кои пристигнуваат до Земјата од длабочината на космосот се забележани непосредно. Ваквото забележување е основната цел на моменталното релативистички поврзано изтражување.<ref>{{Harvnb|Barish|2005}}, {{Harvnb|Bartusiak|2000}}, {{Harvnb|Blair|McNamara|1997}}</ref> Неколку површинско поставени [[гравитациски бранов регистрирач|гравитациските бранови регистрирачи]] кои се моментално во употреба, од кои најпознати се [[интерферометриски гравитациски бранов регистрирач|интерферометриските регистрирачи]] [[GEO 600]], [[LIGO]], [[TAMA 300]] и [[VIRGO]].<ref>{{Harvnb|Hough|Rowan|2000}}</ref> Различните [[пулсарска временска мрежа|пулсарски временски мрежи]] користат [[милисекунден пулсар|милисекундни пулсари]] за да се забележат гравитациските бранови во интервалот од 10<sup>−9</sup> до 10<sup>−6</sup> [[Херц]]и, кои потекнуваат од двојните супермасивни црни дуппки.<ref>{{Citation | last1=Hobbs | first1=George |title=The international pulsar timing array project: using pulsars as a gravitational wave detector | last2=Archibald | first2=A. | last3=Arzoumanian | first3=Z. | last4=Backer | first4=D. | last5=Bailes | first5=M. | last6=Bhat | first6=N. D. R. | last7=Burgay | first7=M. | last8=Burke-Spolaor | first8=S. | last9=Champion | first9=D. | doi=10.1088/0264-9381/27/8/084013 | year=2010 | journal=Classical and Quantum Gravity | volume=27 | issue=8 | page=084013 |arxiv=0911.5206 |bibcode = 2010CQGra..27h4013H }}</ref> Европскиот вселенски регистрирач, eLISA /NGO, е сè уште во развој,<ref>{{Harvnb|Danzmann|Rüdiger|2003}}</ref> која треба да биде лансирана во 2015 г.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.esa.int/esaSC/120397_index_0_m.html|title=LISA pathfinder overview|publisher=ESA|accessdate=2012-04-23}}</ref>

Набљудувањата на гравитациските бранови се сметаат за добро дополнување на набљудувањата во [[еклектромагнетен спектар|електромагнетниот спектар]].<ref>{{Harvnb|Thorne|1995}}</ref> Се очекува да се добијат информации за црните дупки и другите густи тела како што се неутронските ѕвезди и белите џуџиња, како и одредени видови на [[супернова]] имплозии и за одредени процеси кои се случувале при настанокот на универзумот, вклучувајќи го и потписот на одредени видови на хипотетички [[вселенска струна|вселенски струни]].<ref>{{Harvnb|Cutler|Thorne|2002}}</ref>

===Црни дупки и други компактни тела===
{{Главна статија|Црна дупка}}

Кога односот на масата на телото и полупречникот стануваат доволно големи, општата релативност го предвидува создавањето на црна дупка, област од вселената од која ништо, дури ни светлината не можат да избега. Во денешните прифатени модели на [[ѕвезден развој|ѕвездениот развој]], [[неутронска ѕвезда|неутронските ѕвезди]] со маси од 1,4 [[сончева маса|сончеви маси]] и [[ѕвездена црна дупка]] со маси од неколку до неколку дузина сончеви маси, се смета дека се конечната фаза од развојот на масивните ѕвезди.<ref>{{Harvnb|Miller|2002|loc=lectures 19 and 21}}</ref> Вообичаено галаксијата има една [[супермасивна црна дупка]] со маси од неколку милиони до неколку милијарди сончеви маси во сопствениот центар,<ref>{{Harvnb|Celotti|Miller|Sciama|1999|loc=sec. 3}}</ref> и присуството на истата одиграла важна улога во создавањето на поголемите космички структури.<ref>{{Harvnb|Springel|White|Jenkins|Frenk|2005}} and the accompanying summary {{Harvnb|Gnedin|2005}}</ref>

[[File:Star collapse to black hole.png|thumb|left|Симулација заснована на равенките на општата релативност, ѕвездата колабрира во црна дупка притоа оддавајќи гравитациски бранови]]

Астрономски, најважната особеност на компактните тела е дека истите можат да обезбедат мошне ефикасен механизам за претворање на гравитациската енергија во електромагнетно зрачење.<ref>{{Harvnb|Blandford|1987|loc=sec. 8.2.4}}</ref> [[насобирање (астрофизика)|Насобирањето]], падот на правта или гасовитата материја во [[ѕвездена црна дупка|ѕвездата]] или [[супермасивна црна дупка|супермасивните црни дупки]], се смета дека се невобичаени светлински астрономски објекти, особено различните видови на [[активно галактичко јадро|активни галактички јадра]] во галактички големини и ѕвездено големите тела како што се  [[микроквазар]]ите.<ref>For the basic mechanism, see {{Harvnb|Carroll|Ostlie|1996|loc=sec. 17.2}}; for more about the different types of astronomical objects associated with this, cf. {{Harvnb|Robson|1996}}</ref> Вообичаено, насобирањето може да доведе до [[релативистички млаз]]ови, фокусирани зраци од високоенеретски честички кои се исфрлени во вселената со брзини блиски до [[брзина на светлината|брзината на светлината]].<ref>For a review, see {{Harvnb|Begelman|Blandford|Rees|1984}}. To a distant observer, some of these jets even appear to move [[superluminal motion|faster than light]]; this, however, can be explained as an optical illusion that does not violate the tenets of relativity, see {{Harvnb|Rees|1966}}</ref>
Општата релативност е од важна улога во моделирањето на сиве овие појави,<ref>For stellar end states, cf. {{Harvnb|Oppenheimer|Snyder|1939}} or, for more recent numerical work, {{Harvnb|Font|2003|loc=sec. 4.1}}; for supernovae, there are still major problems to be solved, cf. {{Harvnb|Buras|Rampp|Janka|Kifonidis|2003}}; for simulating accretion and the formation of jets, cf. {{Harvnb|Font|2003|loc=sec. 4.2}}. Also, relativistic lensing effects are thought to play a role for the signals received from [[X-ray pulsar]]s, cf. {{Harvnb|Kraus|1998}}</ref> и набљудувања обезбедуваат силен доказ за постоењето на црните дупки со осбености предвидени од теоријата.<ref>The evidence includes limits on compactness from the observation of accretion-driven phenomena ("[[Eddington luminosity]]"), see {{Harvnb|Celotti|Miller|Sciama|1999}}, observations of stellar dynamics in the center of our own [[Milky Way]] galaxy, cf. {{Harvnb|Schödel|Ott|Genzel|Eckart|2003}}, and indications that at least some of the compact objects in question appear to have no solid surface, which can be deduced from the examination of [[X-ray burst]]s for which the central compact object is either a [[neutron star]] or a black hole; cf. {{Harvnb|Remillard|Lin|Cooper|Narayan|2006}} for an overview, {{Harvnb|Narayan|2006|loc=sec. 5}}. Observations of the "shadow" of the Milky Way galaxy's central black hole horizon are eagerly sought for, cf. {{Harvnb|Falcke|Melia|Agol|2000}}</ref>

Црните дупки се исто така барани цели во потрагата по гравитациски бранови. Спојувањето на [[двојни црни дупки|пар од црни дуппки]] треба да се извор на најсилните гравитациски бранови сигнали кои пристигнуваат до Земјата, и фазата директно пред спојувањето може да се искористи како „[[стандарден извор]]“ за да се добие растојанието до настаните на спојувањето, и со тоа да послужат како сонда за космичко ширење на големи растојанија.<ref>{{Harvnb|Dalal|Holz|Hughes|Jain|2006}}</ref> Гравитациските бранови создадени као што ѕвездената црна дупка е проголтана од супермасивна црна дупка, може да се добие информација за геометријата на супермасивната црна дупка.<ref>{{Harvnb|Barack|Cutler|2004}}</ref>

===Космологија===

[[File:Lensshoe hubble.jpg|thumb|Оваа сина потковица е далечна галаксија, истата е зголемена и целосно опколена со прстен од силна гравитациско завлекување од страна на масивната позадинска [[светла црвена галаксија]].]]

{{Главна статија|Физичка космологија}}

Моменталните модели на космологијата се засновани на [[Ајнштајнови равенки за поле|Ајнштајновите равенки за поле]], каде е вклучена и [[космолошка постојана]] А бидејќи има важно влијание на динамиката од големи размери во космосот,

:<math> R_{\mu\nu} - {\textstyle 1 \over 2}R\,g_{\mu\nu} + \Lambda\ g_{\mu\nu} = \frac{8\pi G}{c^{4}}\, T_{\mu\nu} </math>

каде ''<math>g_{\mu\nu}</math>'' е [[метрички тензор (општа релативност)|време-просторна метрика]].<ref>Originally {{Harvnb|Einstein|1917}}; cf. {{Harvnb|Pais|1982|pp=285–288}}</ref> [[изотропност|Изотропните]] и [[хомогеност (физика)|хомогените]] решенија на овие засилени равенки, [[Фридман–Леметр–Робертсон–Волкерова метрика|Фридман–Леметр–Робертсон–Волкеровата метрика]],<ref>{{Harvnb|Carroll|2001|loc=ch. 2}}</ref> им овозможи на физичарите да создадат модел од универзумот кој еволуирал со текот на времето од 14&nbsp;милијарди&nbsp;години, односно од почетокот на [[Голема експлозија|Големата експлозија]].<ref>{{Harvnb|Bergström|Goobar|2003|loc=ch. 9–11}}; use of these models is justified by the fact that, at large scales of around hundred million [[светлосни години]] and more, our own universe indeed appears to be isotropic and homogeneous, cf. {{Harvnb|Peebles|Schramm|Turner|Kron|1991}}</ref> кога се определени еден мал дел од параметрите (на пример како што се [[материја]]та и [[густина]]та) се одредени преку астрономските набљудуваља,<ref>E.g. with [[WMAP]] data, see {{Harvnb|Spergel|Verde|Peiris|Komatsu|2003}}</ref> понатомошните податоци добиени од набљудувањата можат да се искористат за испитување на моделите.<ref>Овие испитувања вклучуваат одделни набљудувања кои се објаснети во понатомошниот текст, Погледајте ја на пример, сликата 2 во {{Harvnb|Bridle|Lahav|Ostriker|Steinhardt|2003}}</ref> Предвидувањата, кои се успешни, го вклучуваат првичното количество на хемиските елементи во периодот на првичната нуклеосинтеза,<ref>{{Harvnb|Peebles|1966}}; for a recent account of predictions, see {{Harvnb|Coc, Vangioni‐Flam et al.|2004}}; an accessible account can be found in {{Harvnb|Weiss|2006}}; compare with the observations in {{Harvnb|Olive|Skillman|2004}}, {{Harvnb|Bania|Rood|Balser|2002}}, {{Harvnb|O'Meara|Tytler|Kirkman|Suzuki|2001}}, and {{Harvnb|Charbonnel|Primas|2005}}</ref> големите структури на универзумот,<ref>{{Harvnb|Lahav|Suto|2004}}, {{Harvnb|Bertschinger|1998}}, {{Harvnb|Springel|White|Jenkins|Frenk|2005}}</ref> и постоењето на својствата на „[[топлинско зрачење|топлинското]] ехо“ од раниот космос, осносно [[космичко позадинско зрачење|космичкото позадинско зрачење]].<ref>{{Harvnb|Alpher|Herman|1948}}, for a pedagogical introduction, see {{Harvnb|Bergström|Goobar|2003|loc=ch. 11}}; for the initial detection, see {{Harvnb|Penzias|Wilson|1965}} and, for precision measurements by satellite observatories, {{Harvnb|Mather|Cheng|Cottingham|Eplee|1994}} ([[Cosmic Background Explorer|COBE]]) and {{Harvnb|Bennett|Halpern|Hinshaw|Jarosik|2003}} ([[WMAP]]). Future measurements could also reveal evidence about gravitational waves in the early universe; this additional information is contained in the background radiation's [[polarized light|polarization]], cf. {{Harvnb|Kamionkowski|Kosowsky|Stebbins|1997}} and {{Harvnb|Seljak|Zaldarriaga|1997}}</ref>

Астрономските набљудувања на чекорот на космолошкото проширување овозможува да се определи целосното количество на материја во универзумот, иако природата на таа материја и понатаму останува мистерија. Околу 90% од целата материја припаѓа на т.н. [[темна материја]], која поседува маса (или, подеднакво, гравитациско влијание), но не заемодејствува електромагнетно и поради тоа истата не може да набљудувана директно.<ref>Evidence for this comes from the determination of cosmological parameters and additional observations involving the dynamics of galaxies and galaxy clusters cf. {{Harvnb|Peebles|1993|loc=ch. 18}}, evidence from gravitational lensing, cf. {{Harvnb|Peacock|1999|loc=sec. 4.6}}, and simulations of large-scale structure formation, see {{Harvnb|Springel|White|Jenkins|Frenk|2005}}</ref> Не постои општо прифатен опис на овој вид на материја, во рамката на познатата [[физика на честичките]]<ref>{{Harvnb|Peacock|1999|loc=ch. 12}}, {{Harvnb|Peskin|2007}}; in particular, observations indicate that all but a negligible portion of that matter is not in the form of the usual [[elementary particle]]s ("non-[[baryon]]ic matter"), cf. {{Harvnb|Peacock|1999|loc=ch. 12}}</ref> или во поинаков облик.<ref>Namely, some physicists have questioned whether or not the evidence for dark matter is, in fact, evidence for deviations from the Einsteinian (and the Newtonian) description of gravity cf. the overview in {{Harvnb|Mannheim|2006|loc=sec. 9}}</ref> Набљудувачките докази од црвеното поместување на далечните [[супернова|супернови]] и мерењето на вредноста на космичкото позадинско зрачење исто така го покажува развојот на нашиот универзум, која е под влијание на [[космолошка постојана|космолошката постојана]] од што се добива забрзувањето на ширењето на космосот, или подеднакво, преку облик на енергија со необична [[равенка на состојба]], позната како [[темна енергија]], чија природа останува до ден денес нејасна.<ref>{{Harvnb|Carroll|2001}}; an accessible overview is given in {{Harvnb|Caldwell|2004}}. Here, too, scientists have argued that the evidence indicates not a new form of energy, but the need for modifications in our cosmological models, cf. {{Harvnb|Mannheim|2006|loc=sec. 10}}; aforementioned modifications need not be modifications of general relativity, they could, for example, be modifications in the way we treat the inhomogeneities in the universe, cf. {{Harvnb|Buchert|2007}}</ref>

Таканаречената [[селенско надувување|фаза на надувување]],<ref>A good introduction is {{Harvnb|Linde|1990}}; for a more recent review, see {{Harvnb|Linde|2005}}</ref> дополнителна фаза на силно забрзано проширување во периодот по настанокот на универзумот <math>10^{-33}</math> секунди, и истата била поставена како хипотеза во 1980 г. за да надополни за неколку зачудувачки набљудувања кои не биле објаснети со класичните космолошки модели, како што е скоро совршената хомогеност на космичкото позадинско зрачење.<ref>More precisely, these are the [[flatness problem]], the [[horizon problem]], and the [[monopole problem]]; a pedagogical introduction can be found in {{Harvnb|Narlikar|1993|loc=sec. 6.4}}, see also {{Harvnb|Börner|1993|loc=sec. 9.1}}</ref> Неодамнешните мерења на космичкото позадинско зрачење претставувале докза за ова првично сценарио.<ref>{{Harvnb|Spergel|Bean|Doré|Nolta|2007|loc=sec. 5,6}}</ref> Но, постои зачудувачка разноликост на можни сценари за надувување, кои не можат да бидат ограничени според сегашните набљудувања.<ref>More concretely, the [[potential]] function that is crucial to determining the dynamics of the [[inflaton]] is simply postulated, but not derived from an underlying physical theory</ref> Уште поголемо прашање е физиката која постоела на почетокот на создавањето на универзумот, пред фазата на надувување и во близина на класичните модели кои го предвидуваат [[гравитациска сингуларност|сингуларност]] на Големата експлозија. Добар одговор би се добил преку целосната теорија на [[квантна гравитација|квантната гравитација]], која сè уште не е развиена.<ref>{{Harvnb|Brandenberger|2007|loc=sec. 2}}</ref>

==Напредни идеи==

===Причинска структура и глобална геометрија===
{{Главна статија|Причинска структура}}

[[File:Penrose mk.svg|thumb|Пенроуз-Картеров дијаграмза бесконечен [[Минковскиев простор|Минковскиев универзум]]]]

Во општата релативност, ниедно материјално тело не може да го надмине светлинскиот пулс. Ни влијанието од настанот A може да пристигне до друга местоположба X пред светлината испратена од A до X. Како последица, испитувањето на сите светлински светски линии дава клучна информација за време-просторната причинска структура. Структурата може да се претстави со користење на [[Пенроузов дијаграм|Пенроузов–Картерови дијаграми]] во кои бесконечно големите области на просторот и бесконечните временски интервали се смалени за да ги собере во конечна карта, додека пак светлината патува по дијагоналите како во стандардните [[време-просторен дијаграм|време-просторните дијаграми]].<ref>{{Harvnb|Frauendiener|2004}}, {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 11.1}}, {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=sec. 6.8, 6.9}}</ref>

Запознаени со важноста на причинската структура, [[Роџер Пенроуз]] и останатите научници развиле теорија за [[глобална геометрија|глобалната геометрија]]. Во глобалната геометрија, целта на проучувањата на одредено [[решенија на Ајнштајновите равенки за поле|решение]] на Ајнштајновите равенки. Сепак, врските се точни за целата геодезија, како што е [[Рајчаудуриева равенка|Рајчаудуриовата равенка]], и дополнителните неспецифични претпоставки за природата на [[материја]]та се користат за добивање на општите резултати.<ref>{{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 9.2–9.4}} and {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=ch. 6}}</ref>

===Хоризонти===

{{Главна статија|Хоризонт (општа релативност)|Механика на црни дупки}}

Со употреба на глобалната геометрија, некои време-простори може да се покаже дека содржат граници наречени [[хоризонт на случувањето|хоризонти]], кои одделуваат една област од време-просторот. Најпознат пример се [[црна дупка|црните дупки]], ако масата е натисната во мала област од просторот  (како што е прикажано во претпоставката за обрачот, каде употребливата должина е [[Шварцшилдов полупречник|Шварцшилдовиот полупречник]]<ref>{{Harvnb|Thorne|1972}}; for more recent numerical studies, see {{Harvnb|Berger|2002|loc=sec. 2.1}}</ref>), светлината не може да ја напушти површината. Бидејќи ниедно тело не може да го надмине светлинскиот пулс, целата внатрешна материја е заробена во внатрешноста. Преминот од надворешноста до внатрешноста и понатамошно е овозможен, прикажувајќи ја границата, на ''хоризонтот'' на црната дупка, кој пак не е физичка препрека.<ref>{{Harvnb|Israel|1987}}. A more exact mathematical description distinguishes several kinds of horizon, notably [[event horizon]]s and [[apparent horizon]]s cf. {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|pp=312–320}} or {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 12.2}}; there are also more intuitive definitions for isolated systems that do not require knowledge of spacetime properties at infinity, cf. {{Harvnb|Ashtekar|Krishnan|2004}}</ref>

[[File:Ergosphere of a rotating black hole.svg|thumb|left|[[Егзосфера]]та на вртежна црна дупка, која има значајна улога кога е потребно да се извлече енергија од црната дупка]]

Раните изучувања на црните дупки се заснова на [[точните решенија во општата релативност|експлицитните решенија]] на [[Ајнштајновите равенки за поле|Ајнштајновите равенки]], особено симетричното сферичното [[Шварцшилдово решение]] (кое се користи да се опише [[статичко време-простор|статична]] црна дупка) и осносиметричното [[Керово решение]] (се употребува да се опише вртечка, [[неподвижен време-простор|неподвижна]] црна дупка, и со воведување на интересни особини како што е [[ергосфера]]та). Со употреба на глобалната геометрија, подоцнежните изучувања покажале поопшти својства на црните дупки. Во подолг период, тие се едноставни тела кои се опишани со единаесет параметри кои ја одредуваат [[енергија]]та, [[линиски импулс|линискиот импулс]], [[аголен импулс|аголниот импулс]], местоположбата на определеното време и [[електричен полнеж|електричниот полнеж]]. Ова е искажано преку теоремите за уникатноста на црните дупки, „црните дупки немаат влакна“, е израз за непостоењето на различити ознаки како кај фризурите на луѓето. Низ поглед на сложеноста на гравитациското тело кое создава црна дупка, телото кое се добива (оддава [[гравитациски бран]]ови) е мошне едноставно.<ref>For first steps, cf. {{Harvnb|Israel|1971}}; see {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=sec. 9.3}} or {{Harvnb|Heusler|1996|loc=ch. 9 and 10}} for a derivation, and {{Harvnb|Heusler|1998}} as well as {{Harvnb|Beig|Chruściel|2006}} as overviews of more recent results</ref>

Уште позначајно, тогаш постои општ збир на закони познати како [[механика на црни дупки]], која е подеднаква на [[закони на термодинамиката|законите на термодинамиката]]. На пример, според вториот закон на механиката на црните дупки, областа на хоризонтот на случувањата на општата црна дупка никогаш нема да се намали со текот на времето, што е слично со законот на [[ентропија]]та на термодинамичкиот систем. Ова ја ограничува енергијата која може да се извлече со употреба на класични средства од вртечката црна дупка.<ref>The laws of black hole mechanics were first described in {{Harvnb|Bardeen|Carter|Hawking|1973}}; a more pedagogical presentation can be found in {{Harvnb|Carter|1979}}; for a more recent review, see {{Harvnb|Wald|2001|loc=ch. 2}}. A thorough, book-length introduction including an introduction to the necessary mathematics {{Harvnb|Poisson|2004}}. For the Penrose process, see {{Harvnb|Penrose|1969}}</ref> Постои силен доказ дека законите на механиката ан црните дупки, се всушност, подзбир од закони на термодинамиката, и со тоа дека областа на црната дупка е пропорционална со нејзината ентропија.<ref>{{Harvnb|Bekenstein|1973}}, {{Harvnb|Bekenstein|1974}}</ref> Ова води до преобразување на оригиналните закони за механиката на црните дупки, на пример, како што е вториот закон за механиката на црните дупки станува дел од вториот закон за термодинамика, можно е областа на црната дупка да се намалува, седодека останатите процеси обезбедуваат дека, вкупната ентропија се зголемува. Како што термодинамичките тела кои имаат различна температура од нула, црните дупки поседуваат [[топлинско зрачење]]. Полукласичните пресметки покажуваат дека истото се случува, каде површинската гравитација ја има улогата на температурата на  [[Планков закон|Планковиот закон]]. Ова зрачење е познато под името [[Хокингово зрачење]].<ref>The fact that black holes radiate, quantum mechanically, was first derived in {{Harvnb|Hawking|1975}}; a more thorough derivation can be found in {{Harvnb|Wald|1975}}. A review is given in {{Harvnb|Wald|2001|loc=ch. 3}}</ref>

Постојат и останати видови на хоризонти. Во универзумот кој се шири, еден набљудувач може да забележи дека одредени области од минатот не можат да бидат забележани („[[хоризонт од честички]]“), а некои од областите од иднината не можат да бидат ставени под влијание (хоризонтот на случувањата).<ref>{{Harvnb|Narlikar|1993|loc=sec. 4.4.4, 4.4.5}}</ref> Дури и во рамниот Минковскиев простор, кога се опишува од набљудувач во забрзување ([[Риндлеров простор]]), ќе постојат хоризонти поврзани со полукласичните зрачења познати како [[Унрухов ефект|Унрухово зрачење]].<ref>Horizons: cf. {{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 12.4}}. Unruh effect: {{Harvnb|Unruh|1976}}, cf. {{Harvnb|Wald|2001|loc=ch. 3}}</ref>

===Сингуларности===
{{Главна статија|Време-просторна сингуларност}}

Друга општа особеност на општата релативност е појавата на време-просторни граници познати како сингуларности. Време-просторот може да се истражи со употреба на временски и светлисни геодетски линии, сите можни начини според кои светлината и честичките во спободен пат можат да се движат. Нонекои решенија на Ајнштајновите равенки имаат „груби рабови“—области познати како [[време-просторна сингуларност|време-просторни сингуларности]], каде патеките на светлината и честичките во пад го доживуваат својот крај на постоењето, со што геометријата станува непрепознатлива. При поинтересните случаи, ова се „закривените сингуларности“, каде геометриските количества кои го определуваат време просторот, како што е [[Ричиев скалар|Ричиевиот скалар]], имаат бесконелни вредности.<ref>{{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=sec. 8.1}}, {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 9.1}}</ref> Добро познати примери за време-просторот со идни сингуларности, каде краевите на [[светска линија|светските линии]] се [[Шварцшилдово решение]], кое ја опишува сингуларноста од внатрешноста на вечната статична црна дупка,<ref>{{Harvnb|Townsend|1997|loc=ch. 2}}; a more extensive treatment of this solution can be found in {{Harvnb|Chandrasekhar|1983|loc=ch. 3}}</ref> или пак [[Керово решение|Керовото решение]] со неговата прстенесто-оформна сингуларност во внатрешноста на вечната вртечка црна дупка.<ref>{{Harvnb|Townsend|1997|loc=ch. 4}}; for a more extensive treatment, cf. {{Harvnb|Chandrasekhar|1983|loc=ch. 6}}</ref> [[Фридман–Леметр–Робертсон–Волкерова метрика|Фридман–Леметр–Робертсон–Волкероваите решенија]] и останатите временско-просторно опишани универзуми имаат сингуларности во минатото од кои започнуваат светските линии, имено сингуларностите на [[Голема експлозија|Големата експлозија]], некои пак имаат сингуларности во иднината како што е ([[Големо собирање|Големото собирање]]).<ref>{{Harvnb|Ellis|van Elst|1999}}; a closer look at the singularity itself is taken in {{Harvnb|Börner|1993|loc=sec. 1.2}}</ref>

Земајќи предвид дека овие примери се сите високо симетрични а со тоа и упростени може да се заклучи дека случувањето на сингуларностите е предмет на идеализирање.<ref>Here one should remind to the well-known fact that the important  "quasi-optical" singularities of the so-called [[eikonal approximation]]s of many wave-equations, namely the "[[caustic (mathematics)|caustics]]", are resolved into finite peaks beyond that approximation.</ref> Познатите [[теореми за сингуларностите]], докажани со употреба на методите на глобалната геометрија, имаат поинакви тврдења, сингуларностите се општа особеност на општата релативност, и се неизбежливи во моментот кога телото со реалистични особености на материјата ќе надминат одредена фаза<ref>Namely when there are [[trapped null surface]]s, cf. {{Harvnb|Penrose|1965}}</ref> и како и при почетокот на широка класа на универзуми во ширење.<ref>{{Harvnb|Hawking|1966}}</ref> Но, теоремите кажуваат малку за својствата на сингуларностите, а многу повеќе за моменталното изучување насочено кон опишувањето на овие појави како општи структури.<ref>The conjecture was made in {{Harvnb|Belinskii|Khalatnikov|Lifschitz|1971}}; for a more recent review, see {{Harvnb|Berger|2002}}. An accessible exposition is given by {{Harvnb|Garfinkle|2007}}</ref>[[хипотеза за космичка цензура|Хипотезата за космичка цензура]] тврди дека сите релативистички сингуларности во иднината states that all realistic future singularities се затскриени зад хоризонтот, а со то и се невидливи за далечните набљудувачи. Иако сè уште не постои доказ, бројчените симулации обезбедуваат доказ за точноста на хипотезата.<ref>The restriction to future singularities naturally excludes initial singularities such as the big bang singularity, which in principle be visible to observers at later cosmic time. The cosmic censorship conjecture was first presented in {{Harvnb|Penrose|1969}}; a textbook-level account is given in {{Harvnb|Wald|1984|pp=302–305}}. For numerical results, see the review {{Harvnb|Berger|2002|loc=sec. 2.1}}</ref>

===Развојни равенки===
{{Главна статија|Почетен вредносен запис (општа релативност)}}

Секое [[решенија на Ајнтајновите равенки|решение на Ајнштајновите равенки]] ја опфаќаат целата историја на универзумот, не се само снимка од тоа како се одвиваат работите, туку целосно материски исполнет време-простор. Ја опишува материјата и геометријата насекаде во тој определен универзум. Поради сопствената општа коваријанса, Ајнштајновата теорија не е доволна сама по себе за да се определи [[временски развој|временскиот развој]] на метричкиот тензор. Мора да се искомбинира со [[координатна состојба|координатната состојба]], која е соодветна на [[баждарење на векторскиот потенцијал|баждарењето на векторскиот потенцијал]] во другите теории за полињата.<ref>{{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=sec. 7.1}}</ref>

За да се разберат Ајнштајновите равенки како [[парцијални диференцијални равенки]], и се од помош за одредување на начинот кој го опишува развојот на универзумот низ текот на времето. Ова се прави со т.н.  „3+1“ записи, каде време-просторот е поделен во три просторни димензии и една временска димензија. Најдобриот пример за ова е [[АДМ формализам|АДМ-овиот формализам]].<ref>{{Harvnb|Arnowitt|Deser|Misner|1962}}; for a pedagogical introduction, see {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|loc=§21.4–§21.7}}</ref> Овие разгледувања покажуваат дека развојот на време-просторните развојни равенки на општата релативност се добри за употреба, решенијата постојат за секој поединечен случај, и се подеднакво дефинирани, кога ќе бидат исполнети потребните почетни услови.<ref>{{Harvnb|Fourès-Bruhat|1952}} and {{Harvnb|Bruhat|1962}}; for a pedagogical introduction, see {{Harvnb|Wald|1984|loc=ch. 10}}; an online review can be found in {{Harvnb|Reula|1998}}</ref> Овие записи на Ајнштајновите равенки на полето се основата на [[бројчена релативност|бројчената релативност]].<ref>{{Harvnb|Gourgoulhon|2007}}; for a review of the basics of numerical relativity, including the problems arising from the peculiarities of Einstein's equations, see {{Harvnb|Lehner|2001}}</ref>

===Глобални и квазилокални количества===
{{Главна статија|Масата во општата релативност}}

Значењето на развојните равенки е поврзано со друг поглед на општо релативната физика. Во Ајнштајновата теорија, невозможно е да најде една општа дефиниција за навидум едноставната способност на системот  како што се вкупната [[маса]] (или [[енергија]]). Главната причина е поради способноста на гравитациското поле, како и сите други полиња, мора да поседува одредена енергија, но се покажало невозможно да се да се локализира таа енегија.<ref>{{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|loc=§20.4}}</ref>

Сепак, постојат можности за определување на вкупната маса на системот, со употреба на хипотетички „бесконечно оддалечен набљудувач“ ([[АДМ-ова маса]])<ref>{{Harvnb|Arnowitt|Deser|Misner|1962}}</ref> или соодветно симетрична ([[Комарова маса]]).<ref>{{Harvnb|Komar|1959}}; for a pedagogical introduction, see {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 11.2}}; although defined in a totally different way, it can be shown to be equivalent to the ADM mass for stationary spacetimes, cf. {{Harvnb|Ashtekar|Magnon-Ashtekar|1979}}</ref> Ако набљудувачот се отстрани ов вкупната маса на системот, енергијата која се одведува во бесконечноста од страна на гравитациските бранови, како резултата се добива [[масата во општата релативност|Бондиевата маса]] при нулта бесконечност.<ref>For a pedagogical introduction, see {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 11.2}}</ref> Како и при класичната физика, може да се покаже дека овие маси се позитивни.<ref>{{Harvnb|Wald|1984|p=295 and refs therein}}; this is important for questions of stability—if there were negative mass states, then flat, empty [[Minkowski space]], which has mass zero, could evolve into these states</ref> Соодветни глобални дефиниции постојат за [[импулс]]от и [[аголен момент|аголниот момент]].<ref>{{Harvnb|Townsend|1997|loc=ch. 5}}</ref> Постојат и бројни обиди за да се дефинира ''квзаи-локалното'' количество, како што е масата на изолиран систем дефиниран преку употреба на количествата определени во конечните области кои го содржат тој систем. Надежта е да се добијат количество на податоци за општите изјави за [[изолиран систем|изолираните системи]], како попрецизен запиз за претпоставката на обрачот.<ref>Such quasi-local mass–energy definitions are the [[Hawking energy]], [[Geroch energy]], or [[Roger Penrose|Penrose's]] quasi-local energy–momentum based on [[Twistor theory|twistor]] methods; cf. the review article {{Harvnb|Szabados|2004}}</ref>

==Поврзаност со квантната теорија==

Општата релативност се смета за еден од двата столбови на современата физика, [[квантна механика|квантната теорија]], основата за разбирање на материјата од [[елементарна честичка|елементрани честички]] до [[физика на цврсто тело|физиката на цврсто тело]].<ref>An overview of quantum theory can be found in standard textbooks such as {{Harvnb|Messiah|1999}}; a more elementary account is given in {{Harvnb|Hey|Walters|2003}}</ref> Но, сè уште постои неодговорено прашање за тоа како да се поврзат квантната теорија и општата релативност.

===Квантната теорија за полињата во закривениот време-простор===

{{Главна статија|Квантната теорија за полињата во закривениот време-простор}}

Обичната [[квантна теорија за полето]], која е всушност основата на современата [[честична физика]], и се дефинирани во [[Минковскиевиот простор]], кој е одлична приближност кога станува збор за опишување на однесувањето на микроскопските честички во присуство на слаби гравитациски полиња како он ие на Земјата.<ref>{{Harvnb|Ramond|1990}}, {{Harvnb|Weinberg|1995}}, {{Harvnb|Peskin|Schroeder|1995}}; a more accessible overview is {{Harvnb|Auyang|1995}}</ref> За да се опишат случаите кога силата на гравитацијата е голема за да има влијание на материјата, но не е доволно силна за да се квантизира самата,физичарите оформиле квантни теории за полињата во закривениот време-простор. Овие теории се засноваат на општата релативност за да се опише позадинскиот закривен време-простор, и да се определи општата квантна теорија за полето и однесувањето на квантната материја во тој време-простор.<ref>{{Harvnb|Wald|1994}}, {{Harvnb|Birrell|Davies|1984}}</ref> Со употреба на овој формализам, може да се покаже дека црните дупки оддаваат спектар сличен на спектарот на апсолутното тврдо тело познато под името [[Хокингово зрачење]], што наведува до можноста да настане т.н. [[испарување на црна дупка|испарување]] со текот на времето.<ref>For Hawking radiation {{Harvnb|Hawking|1975}}, {{Harvnb|Wald|1975}}; an accessible introduction to black hole evaporation can be found in {{Harvnb|Traschen|2000}}</ref> Иако накратко споменато ово зрачење има важна улога во разбирањето на термодинамиката на црните дупки.<ref>{{Harvnb|Wald|2001|loc=ch. 3}}</ref>

===Квантна гравитација===

{{Главна статија|Квантна гравитација}}

{{Поврзано|Теорија на струните}}

Потребата за постојаноста меѓу квантниот опис на материјата и геометрискиот опис на време-просторот,<ref>Put simply, matter is the source of spacetime curvature, and once matter has quantum properties, we can expect spacetime to have them as well. Cf. {{Harvnb|Carlip|2001|loc=sec. 2}}</ref> како и постоењето на [[време-просторна сингуларност|сингуларностите]] (каде закривувањата на големините е микроскопско), ја покажува потребата за целосна теорија за квнатната гравитација, за да се добие соодветен опис за внатрешноста на црните дупки, развојот на раниот универзум, потребна е теорија во која гравитацијата и геометријата на време-просторот се  опишани преку квантната физика.<ref>{{Harvnb|Schutz|2003|p=407}}</ref> Покрај обемните напори, не постои целосна и постојана теорија за квантната гравитација, иако постојат доста поволни кандидати.<ref>A timeline and overview can be found in {{Harvnb|Rovelli|2000}}</ref>

[[Image:Calabi yau.jpg|left|thumb|Приказ на [[Калаби–Јауово многуобразие|Калаби–Јауовото многуобразие]],  е еден од начините за [[компактификација (физика)|компактификација]] на дополнителните димензии предвидени од теоријата на струните.]]

Обидите да се воопшти обичната квантна теорија за полето која се користи во [[честична физика|честичната физика]] за да се опишат основните заемодејства, вклучувањето на гравитацијатапредизвикува сериозни проблеми. При ниски енергии, овој приод се покажал како успешен, на тој начин што резултатите се прифатливи гравитациски теории за ефективни полиња.<ref>{{Harvnb|Donoghue|1995}}</ref> Но при многу високи енергии, добиените модели се без нивната предвидувачка моќ.<ref>In particular, a technique known as [[renormalization]], an integral part of deriving predictions which take into account higher-energy contributions, cf. {{Harvnb|Weinberg|1996|loc=ch. 17, 18}}, fails in this case; cf. {{Harvnb|Goroff|Sagnotti|1985}}</ref>

[[File:Spin network.svg|thumb|Едноставна [[спинова мрежа]] од видот кој се користи при јамчестата квантна гравитација]]

Еден од начините да се надминат овие ограничувања е [[теорија на струните|теоријата на струните]], квантна теорија која не се однесува на [[точкеста честичка|точкестите честички]], туку се однесува за малите еднодимензионални издолжени тела.<ref>An accessible introduction at the undergraduate level can be found in {{Harvnb|Zwiebach|2004}}; more complete overviews can be found in {{Harvnb|Polchinski|1998a}} and {{Harvnb|Polchinski|1998b}}</ref> Теоријата има можност да стане [[теорија за сè|обединувачки запис]] на сите честички и заемодејства, вклучувајќи ја и гравитацијата,<ref>At the energies reached in current experiments, these strings are indistinguishable from point-like particles, but, crucially, different [[normal mode|modes]] of oscillation of one and the same type of fundamental string appear as particles with different ([[electric]] and other) [[Charge (physics)|charges]], e.g. {{Harvnb|Ibanez|2000}}. The theory is successful in that one mode will always correspond to a graviton, the [[messenger particle]] of gravity, e.g. {{Harvnb|Green|Schwarz|Witten|1987|loc=sec. 2.3, 5.3}}</ref> ноцената за овие невобичаени својства се уште шест дополнителни просторни димензии кон веќе познатите три просторни димензии.<ref>{{Harvnb|Green|Schwarz|Witten|1987|loc=sec. 4.2}}</ref> Она што денес се нарекува [[втора супержичен развој]], спој од теоријата на струните и општата релативност и [[суперсиметрија]]та позната како [[супергравитација]]<ref>{{Harvnb|Weinberg|2000|loc=ch. 31}}</ref> создаваат хипотетички единаесетодимензионален модел познат под името како [[M-теорија]], која може да се смета за единственод дефинирана постојана теорија за квантната гравитација.<ref>{{Harvnb|Townsend|1996}}, {{Harvnb|Duff|1996}}</ref>

Поинаков пристап започнува со [[канонска квантизација|канонската квантизација]] порцедури на квантната теорија. Користејќи го почетно-вредносниот запис на општата релативност, ја опишува [[Вилер–деВитова равенка]] која, за жал е неупотреблива.<ref>{{Harvnb|Kuchař|1973|loc=sec. 3}}</ref> Но, со воведувањето на т.н. [[Аштекарови променливи]],<ref>These variables represent geometric gravity using mathematical analogues of [[electric field|electric]] and [[magnetic field]]s; cf. {{Harvnb|Ashtekar|1986}}, {{Harvnb|Ashtekar|1987}}</ref> се добива модел кој ветува и е познат како [[јамчеста квантна гравитација]]. Просторот е претставен како мрежана структура наречена [[спинова мрежа]], која се развива со текот на времето преку дискретни чекори.<ref>For a review, see {{Harvnb|Thiemann|2006}}; more extensive accounts can be found in {{Harvnb|Rovelli|1998}}, {{Harvnb|Ashtekar|Lewandowski|2004}} as well as in the lecture notes {{Harvnb|Thiemann|2003}}</ref>

Во зависност од кои својства на општата релативност и квантната гравитација се прифатени како непроменливи, и нивото на кое се воведени промените,<ref>{{Harvnb|Isham|1994}}, {{Harvnb|Sorkin|1997}}</ref> постојат бројни обиди за добивање на употреблива теорија за квантната гравитација, од кои некои примери се [[динамичка триангулација|динамичките триангулации]],<ref>{{Harvnb|Loll|1998}}</ref> [[причински збир|причинските збирови]],<ref>{{Harvnb|Sorkin|2005}}</ref> [[твистор]]овите модели<ref>{{Harvnb|Penrose|2004|loc=ch. 33 and refs therein}}</ref> или [[интеграл за изминат пат|интегралот за иминат пат]] заснован на моделите за [[квантна космологија|квантната космологија]].<ref>{{Harvnb|Hawking|1987}}</ref>

Сите кандиодатски теории сеште имаат големи формални концепрулани проблеми за надминување. Тие исто така се соочуваат со честиот проблем, дека не постои начин за да се употребат предвидувањата на квантната гравитација при опитни испитувања, иако сепак постои надеж ова да се промени како што се добиваат идните податоци од космолошките набљудувања и доколку опитите на физиката на честичките станат достапни.<ref>{{Harvnb|Ashtekar|2007}}, {{Harvnb|Schwarz|2007}}</ref>

==Моменатална состојба==

Општата релативност произлегла како високо успешен модел за гравитацијата и космологијата, која досега поминала низ бројни тестирања. Но, постојат силни индикации дека оваа теорија е некомплетна.<ref>{{Harvnb|Maddox|1998|pp=52–59, 98–122}}; {{Harvnb|Penrose|2004|loc=sec. 34.1, ch. 30}}</ref> Проблемот на квантната гравитација и прашањето за реалноста на време-просторните сингуларности останува отворено.<ref>section [[General relativity#Quantum gravity|Quantum gravity]], above</ref> Податоците од набљудувањата кои се земаат како доказ за [[темна енергија|темната енергија]] и [[темна материја|темната материја]] покажува за потреба од нова физика.<ref>section [[General relativity#Cosmology|Cosmology]], above</ref> Дури доколку се земат какви што се, општата релативност има уште можности за понатамошни испитувања. Математичката релативистика побарува разбирање на природата на сингуларностите и основните својства на Ајнштајновите равенки,<ref>{{Harvnb|Friedrich|2005}}</ref> и се помоќните компјутерски симулации.<ref>A review of the various problems and the techniques being developed to overcome them, see {{Harvnb|Lehner|2002}}</ref> Трката за првичното директно забележување на гравитациските бранови и понатаму продолжува,<ref>See {{Harvnb|Bartusiak|2000}} for an account up to that year; up-to-date news can be found on the websites of major detector collaborations such as [http://geo600.aei.mpg.de/ GEO 600] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20070218123705/http://geo600.aei.mpg.de/ |date=2007-02-18 }} and [http://www.ligo.caltech.edu/ LIGO]</ref> во надеж за постоење на можност за испитување на точноста на теоријата за многу силни гравитациски полиња кои можат да се употребат за добивање на пообемни податоци.<ref>For the most recent papers on gravitational wave polarizations of inspiralling compact binaries, see {{Harvnb|Blanchet|Faye|Iyer|Sinha|2008}}, and {{Harvnb|Arun|Blanchet|Iyer|Qusailah|2007}}; for a review of work on compact binaries, see {{Harvnb|Blanchet|2006}} and {{Harvnb|Futamase|Itoh|2006}}; for a general review of experimental tests of general relativity, see {{Harvnb|Will|2006}}</ref> По повеќе од деведесет години по своето објавување, општата релативност и понатака е поле на многубројни истражувања.<ref>See, e.g., the electronic review journal [http://relativity.livingreviews.org/ Living Reviews in Relativity] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20161227064809/http://relativity.livingreviews.org/ |date=2016-12-27 }}</ref>

== Поврзано ==

* [[Тежиште (релативистичко)]]
* [[Прдонесувачи кон општата релативност]]
* [[Изведување на Лоренцовите преобразби]]
* [[Еренфестов парадокс]]
* [[Испитување на општата релативност]]
* [[Проблем на две тела во општата релативност]]

== Наводи ==
{{наводи}}

{{Гранки на физиката}}
{{Релативност}}

{{Нормативна контрола}}

[[Категорија:Општа релативност| ]]
[[Категорија:Концепти во физиката]]
[[Категорија:Алберт Ајнштајн]]
[[Категорија:Концепти во астрономијата]]