Obecná teorie relativity: Porovnání verzí

[[Soubor:Spacetime_curvature.png|náhled|Dvoudimenzionální znázornění zakřivení časoprostoruprostoročasu. Přítomnost hmoty mění geometrii [[časoprostor|prostoročasu]]u a tato (zakřivená) geometrie je chápána jako gravitace.]]

[[Soubor:BBH gravitational lensing of gw150914.webm|náhled|PomaláZpomalená počítačová simulace [[Binární systém|binárního systému]] černých děr GW150914, jak ji vidí blízký pozorovatel, během posledních 0,33 s točení, sloučeníoběhu a krouženísloučení. Hvězdné pole za černými dírami je silně zkreslené a zdá se, že se otáčí a pohybuje kvůli extrémnímextrémnímu [[Gravitační čočka|gravitačnímgravitačnímu čočcečočkování]], protože samotný [[časoprostor|prostoročas]] je zdeformován a tažen kolem rotujícírotujícími [[Černá díra|černýchčernými děrděrami]].<ref name = "SXSproject">{{Citace elektronické monografie |url=http://www.black-holes.org/gw150914 |titul=GW150914: LIGO Detects Gravitational Waves |<!--WIRE:nepřevedeno:-->website=Black-holes.org |datum přístupu=18 April 2016|<!--WIRE:doplněno:-->jazyk=anglicky}}</ref>]]

'''Obecná teorie relativity''' je [[Teoretická fyzika|fyzikální teorie]] [[gravitace]] publikovaná [[Albert Einstein|Albertem Einsteinem]] v&nbsp;roce [[1915]] a popis gravitace běžně užívaný v&nbsp;moderní fyzice. Obecná teorie relativity zobecňuje [[Speciální teorie relativity|speciální relativitu]] a [[Newtonův gravitační zákon]] do jednotného popisu gravitace jako [[Diferenciální geometrie|geometrické]] vlastnosti [[prostor (fyzika)|prostoru]] a času neboli [[časoprostor]]uprostoročasu. Zvláště popisuje ''[[Zakřivený prostor|zakřivení]] časoprostoruprostoročasu'' přímo závislé na [[Energie|energii]] a [[hybnost]]i bez ohledu na přítomnou [[Hmota|hmotu]] a [[záření]]. Závislost je vyjádřena [[Einsteinovy rovnice gravitačního pole|Einsteinovými rovnicemi gravitačního pole]], které jsou souborem [[Parciální diferenciální rovnice|parciálních diferenciálních rovnic]].

V&nbsp;průběhu let získala obecná teorie relativity pověst jako teorie mimořádné krásy.<ref>{{Harvnb|Landau|Lifshitz|1975|loc=p. 228}} „… ''obecnou teorie relativity'' … zavedl Einstein a představuje pravděpodobně nejkrásnější ze všech existujících fyzikálních teorií.“</ref><ref>{{Harvnb|Wald|1984|loc=str. 3}}</ref><ref>{{Harvnb|Rovelli|2015|loc=pp. 1–6}}„Obecná teorie relativity není jen mimořádně krásná fyzikální teorie, která poskytuje nejlepší popis gravitační interakce, kterou doposud máme. Je to víc.“</ref> Podle astrofyzika [[Subrahmanyan Chandrasekhar|Subrahmanyana Chandrasekhara]] obecná teorie relativity vykazuje na vícero úrovních to, co [[Francis Bacon]] nazýval „podivnost v&nbsp;proporcích“ (''tj''. prvky, které vzbuzují úžas a překvapení). Teorie klade proti sobě základní pojmy (prostor a čas ''versus'' hmota a pohyb), které byly dříve považovány za zcela nezávislé. Chandrasekhar také poznamenal, že Einsteinovými jedinými vodítky při hledání přesné teorie byl [[princip ekvivalence]] a jeho cit, že správný popis gravitace by měl mít geometrický základ.<ref>{{Harvnb|Chandrasekhar|1984|loc=p. 6}}</ref> Dalšími prvky krásy souvisejícími s&nbsp;obecnou teorií relativity jsou její jednoduchost, symetrie, způsob, jakým začleňuje [[invariance|invarianci]] a sjednocení a dokonalá logická konzistence.<ref>{{Harvnb|Engler|2002}}</ref>

Obecnou teorii relativity lze pochopit zkoumáním podobností a zároveň odchylek od klasické fyziky. Prvním krokem je zjištění, že klasická mechanika a Newtonův gravitační zákon připouští geometrický popis. Kombinace tohoto popisu se zákony speciální teorie relativity vede k&nbsp;[[Heuristika|heuristickému]] odvození obecné teorie relativity.<ref>Následující výklad přechází z&nbsp;{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1}}</ref>

[[Soubor:Elevator gravity.svg|náhled|Podle obecné teorie relativity se objekty v&nbsp;gravitačním poli chovají podobně jako objekty uvnitř urychlujícíhozrychlující prostoruobálky. Například pozorovatel uvidí, žepadat koulemíček padáv stejným způsobem jako u&nbsp;raketyraketě (vlevo), jakstejným tozpůsobem dělájako na Zemi (vpravo), za předpokladu, že zrychlení rakety seje rovnárovno 9,8 m/s² (gravitační zrychlení na povrchu Země).]]

Základem [[Klasická mechanika|klasické mechaniky]] je představa, že pohyb [[Těleso|tělesa]] lze popsat jako kombinacíkombinaci volného (či [[Setrvačnost|setrvačného]]) pohybu, a odchylky od tohoto volného pohybu. Takové odchylky jsou způsobeny vnějšími silami působících na těleso podle druhého Newtonova [[Newtonovy pohybové zákony|pohybového zákona]], který říká, že samotná [[síla]] působící na těleso je rovna (setrvačné) [[hmotnost]]i vynásobená jeho [[zrychlení]]m.<ref>{{Harvnb|Arnold|1989|loc=ch. 1}}</ref> Upřednostňované inerciální pohyby jsou spojeny s&nbsp;geometrií prostoru a času: ve standardních [[Vztažná soustava|vztažných soustavách]] klasické mechaniky se objekty při volném pohybu pohybují podél přímých čar konstantní rychlostí. V&nbsp;moderním jazyce jsou jejich dráhy [[geodetika|geodetiky]], přímé [[Světočára|světočáry]], v&nbsp;zakřiveném časoprostoruprostoročasu.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|pp=5f}}</ref>

Naopak lze očekávat, že setrvačné pohyby, identifikované pozorováním skutečných pohybů těles a úpravou vnějších sil (jako je [[elektromagnetismus]] nebo [[tření]]), mohou být použity k&nbsp;definování geometrie prostoru, stejně jako časových [[Soustava souřadnic|souřadnic]]. Nejednoznačnost se objeví, jakmile do hry vstoupí gravitace. Podle Newtonova gravitačního zákona a jeho ověření nezávislými experimenty, které prováděl [[Loránd Eötvös|Eötvös]] a jeho nástupci (viz [[Eötvöstosův experiment|Eötvösův experiment]]), existuje univerzálnost volného pádu (známá také jako slabý [[princip ekvivalence]] nebo univerzální rovnost setrvačné a pasivní gravitační hmotnosti): trajektorie testovaného tělesa při volném pádu závisí pouze na jeho poloze a počáteční rychlosti, avšak nikoli na žádné z&nbsp;jeho materiálových vlastností.<ref>{{Harvnb|Will|1993|loc=sec. 2.4}}, {{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 2}}</ref> Zjednodušená verze je obsažena v&nbsp;'''Einsteinově''' <!--boldface per WP:R#PLA--> '''experimentu s&nbsp;výtahem''' <!--boldface per WP:R#PLA-->, ilustrovanáilustrovaném na obrázku vpravo: pro pozorovatele v&nbsp;malé uzavřené místnosti není možné rozhodnout mapovánímsledováním trajektorie těles, jako je např. upuštěný míč, zdali je místnost v&nbsp;klidu v&nbsp;gravitačním poli nebo ve volném prostoru na palubě rakety, která zrychluje rychlostí rovnající se gravitačnímu poli.<ref>{{Harvnb|Wheeler|1990|loc=ch. 2}}</ref>

Vzhledem k&nbsp;univerzálnosti volného pádu neexistuje žádný pozorovatelný rozdíl mezi inerciálním pohybem a pohybem pod vlivem gravitace. To naznačuje definici nové třídy inerciálního pohybu, konkrétně objektů volného pádu pod vlivem gravitace. Tato nová třída preferovaných pohybů také definuje geometrii prostoru a času – v&nbsp;matematických pojmech jde o&nbsp;pohyb po geodetikách spojený se specifickou [[konexe|konexí]], která závisí na [[Gradient (matematika)|gradientu]] [[Gravitační potenciál|gravitačního potenciálu]]. V&nbsp;této konstrukci má prostor stále obyčejnou [[Euklidovská geometrie|euklidovskou geometrii]]. Avšak ''časoprostorprostoročas'' jako celek je složitější. Jak lze ukázat pomocí jednoduchých myšlenkových experimentů po trajektoriích volného pádu různých testovaných částic, výsledek pohybu časoprostorovýchprostoročasových vektorů, které mohou znamenat rychlost částic (interval časové povahy/časupodobný interval), se bude lišit podle trajektorie částic; matematicky hovoříme, že Newtonovo spojení není integrabilní. Z&nbsp;toho lze vyvodit, že časoprostorprostoročas je zakřivený. Výsledná [[Newton-Cartanova teorie]] je geometrická formulace newtonovské gravitace za použití pouze kovariantních konceptů, tj. popisu, který je platný v&nbsp;libovolném požadovaném souřadném systému.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1.2}}, {{Harvnb|Havas|1964}}, {{Harvnb|Künzle|1972}}. Jednoduchý myšlenkový experiment byl poprvé popsán v&nbsp;{{Harvnb|Heckmann|Schücking|1959}}</ref> V&nbsp;tomto geometrickém popisu [[Slapová síla|slapové síly]] – relativní zrychlení těles ve volném pádu – souvisí s&nbsp;odvozeným vztahem ukazujícím, jak je upravená geometrie způsobena přítomností hmoty.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|pp=10f}}</ref>

S&nbsp;Lorentzovou symetrií vstupují do hry další struktury. Jsou definovány sadou [[Světelný kužel|světelných kuželů]] (viz obrázek). Světelné kužele definují kauzální strukturu: pro každou událost {{math|A}} existuje soubor událostí, které mohou v&nbsp;zásadě buď ovlivňovat, nebo být ovlivněny {{math|A}} prostřednictvím signálů nebo interakcí, které nemohou cestovat rychleji než světlo (například událost {{math|B}} na obrázku) a soubor událostí, na něž je takový vliv nemožný (například událost {{math|C}} na obrázku). Tyto sady jsou nezávislé na pozorovateli.<ref>{{Harvnb|Rindler|1991|loc=sec. 22}}, {{Harvnb|Synge|1972|loc=ch. 1 and 2}}</ref> Ve spojení se [[světočára]]mi volně padajících částic mohou být světelné kužele použity k&nbsp;rekonstrukci semi Riemannovské metriky časoprostoruprostoročasu, přinejmenším až ke kladnému skalárnímu faktoru. V&nbsp;matematických pojmech toto definuje [[Konformní geometrie|konformní strukturu]]<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 2.3}}</ref> nebo konformní geometrii.

Speciální teorie relativity je definována bez vlivu gravitace, takže je vhodným modelem pro praktické aplikace, když lze tento vliv zanedbat. Když se přizve do hry gravitace a za předpokladu univerzálnosti volného pádu platí obdobná úvaha jako v&nbsp;předchozí části: neexistuje globální inerciální vztažná soustava. Místo toho existují přibližné inerciální vztažné soustavy pohybující se podél volně padajících částic. Převedeny do jazyka časoprostoruprostoročasu: přímé světočáry, které definují inerciální vztažnou soustavu bez gravitace, jsou deformovány na linie, které jsou vůči sobě zakřivené, což naznačuje, že zahrnutí gravitace vyžaduje změnu geometrie časoprostoruprostoročasu.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1.4}}, {{Harvnb|Schutz|1985|loc=sec. 5.1}}</ref>

Stejná experimentální data ukazují, že čas měřený hodinami v&nbsp;gravitačním poli – [[vlastní čas]], aby se získal technický termín – nesplňuje pravidla speciální teorie relativity. V&nbsp;jazyce geometrie časoprostoruprostoročasu neměří podle [[Minkowského prostor|Minkowského metriky]]. Stejně jako v&nbsp;Newtonovském případu to naznačuje obecnější geometrii. V&nbsp;malých měřítkách jsou všechny referenční soustavy, které jsou ve volném pádu, ekvivalentní a přibližně Minkowské. V&nbsp;důsledku toho se nyní zabýváme zakřiveným zobecněným Minkowského prostoru. [[Metrický tenzor]], který definuje geometrii – zejména to, jak se měří délky a úhly – není Minkowského metrika speciální teorie relativity, je to zobecnění známé jako semi nebo [[pseudo-Riemannova metrika]]. Navíc každá Riemannova metrika je přirozeně spojena s&nbsp;určitým druhem spojení, [[Levi-Civitovou konexe|Levi-Civitovou konexí]], a to je ve skutečnosti spojení, které splňuje princip ekvivalence a vytváří prostor lokálně Minkowský (tj. ve vhodných lokálních inerciálních souřadnicích je metrika Minkowská a její první dílčí derivace a koeficienty spojení zmizí).<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1.4}}, pro experimentální důkaz, viz opět sekci Gravitační dilatace času a frekvenční posun. Výběr jiného spojení s&nbsp;nenulovou torzí vede k&nbsp;modifikované teorii známé jako [[Einstein-Cartanova teorie]]</ref>

Na pravé straně ''<math>T_{\mu\nu}</math>'' je tenzor energie a hybnosti. Všechny tenzory jsou zapsány v&nbsp;abstraktním indexovém zápisu.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|pp=19–22}}; pro podobné odvození viz oddíl 1 a 2 z&nbsp;č. 7 v&nbsp;{{Harvnb|Weinberg|1972}}. Einsteinův tenzor je jediný tenzor bez divergence, který je funkcí metrických koeficientů, jejich nejvýše prvních a druhých derivací a dovoluje časoprostorprostoročas zvláštní relativity jako řešení v&nbsp;nepřítomnosti zdrojů gravitace, srov. {{Harvnb|Lovelock|1972}}. Tenzory na obou stranách mají druhou pozici, to znamená, že každý z&nbsp;nich může být považován za matici 4 × 4, z&nbsp;nichž každá obsahuje deset nezávislých pojmů; proto výše uvedené představuje deset spojených rovnic. Skutečnost, že jako důsledek geometrických vztahů známých jako Bianchiová identita, Einsteinův tenzor splňuje další čtyři identity, snižuje tyto na šest nezávislých rovnic, např. {{Harvnb|Schutz|1985|loc=sec. 8.3}}</ref> Porovnáním předpovědi teorie s&nbsp;pozorovanými výsledky pro [[Oběžná dráha|oběžnou dráhu]] [[Planeta|planet]] nebo rovnocenně s&nbsp;tím, že slabá gravitace, nízkorychlostní limit je newtonovská mechanika, konstanta úměrnosti může být stanovena jako ''κ'' = 8π''G''/''c''⁴, kde ''G'' je [[gravitační konstanta]] a ''c'' je rychlost světla.<ref>{{Harvnb|Kenyon|1990|loc=sec. 7.4}}</ref> Když nepůsobí žádná hmota, tak zmizí tenzor energie a hybnosti, a výsledkem jsou Einsteinovy ​​rovnice pro vakuum,

Obecná teorie relativity je metrická teorie gravitace. V&nbsp;jejím jádru jsou Einsteinovy ​​rovnice, které popisují vztah mezi geometrií čtyřrozměrné [[pseudo-Riemannovská varieta|pseudo-Riemannovské variety]] reprezentující časoprostorprostoročas a tenzor energie a hybnosti obsažený v&nbsp;tomto časoprostoruprostoročasu.<ref>{{Harvnb|Wald|1984|loc=ch. 4}}, {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=ch. 7}} nebo ve skutečnosti jakákoli jiná učebnice o&nbsp;obecné teorii relativity</ref> Fenomeny, které jsou v&nbsp;klasické mechanice připisovány působení síly gravitace (například volný pád, pohyb po oběžné dráze a [[trajektorie]] [[Kosmická loď|kosmických lodí]]), odpovídají inerciálnímu pohybu uvnitř zakřivené geometrie časoprostoruprostoročasu v&nbsp;obecné teorii relativity; neexistuje žádná gravitační síla odklánějící objekty z&nbsp;jejich přirozených, přímých cest. Namísto toho gravitace odpovídá změnám ve vlastnostech prostoru a času, což zase mění nejpravděpodobnější cesty, které budou objekty přirozeně následovat.<ref>Přinejmenším přibližně, srov. {{Harvnb|Poisson|2004}}</ref> Zakřivení je zase způsobeno energií a hybností hmoty. Parafrázováním relativisty [[John Archibald Wheeler|Johna Archibalda Wheelera]], časoprostorprostoročas říká hmotě, jak se má pohybovat; hmota říká prostoročasu, jak se má zakřivovat.<ref>{{Harvnb|Wheeler|1990|p=xi}}</ref>

Vzhledem k&nbsp;obtížnosti nalezení přesných řešení se Einsteinovy rovnice často řeší také [[Numerická integrace|numerickou integrací]] na počítačích nebo tím, že zvažuje malé odchylky od přesných řešení. V&nbsp;oblasti numerické relativity se používají výkonné počítače, které simulují geometrii časoprostoruprostoročasu a řeší Einsteinovy ​​rovnice pro zajímavé situace, jako jsou srážky dvou černých děr.<ref>{{Harvnb|Lehner|2002}}</ref> Tyto metody mohou být v&nbsp;zásadě aplikovány na jakýkoli systém, který má dostatečné množství výpočetních prostředků, a může se zabývat zásadními otázkami, jako jsou [[Gravitační singularita#Nahá singularita|nahé singularity]]. Přibližná řešení mohou být také nalezena v&nbsp;teoriích perturbace, jako je linearizovaná gravitace<ref>Například {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 4.4}}</ref> a její zobecnění, post-newtonovská expanze, obě byly rozvinuty Einsteinem. Ten druhý systém poskytuje systematický přístup k&nbsp;řešení geometrie prostoročasu, který obsahuje rozložení hmoty, která se pohybuje pomalu ve srovnání s&nbsp;rychlostí světla. Rozšíření zahrnuje řadu pojmů; první pojmy představují Newtonovskou gravitaci, zatímco další pojmy představují stále menší korekce k&nbsp;Newtonovské teorie kvůli obecné teorii relativity.<ref>{{Harvnb|Will|1993|loc=sec. 4.1 and 4.2}}</ref> Rozšířením tohoto rozmachu je parametrizovaná post-newtonovská aproximace (PPN), která umožňuje kvantitativní srovnání předpovědí obecné teorie relativity a alternativních teorií.<ref>{{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 3.2}}, {{Harvnb|Will|1993|loc=ch. 4}}</ref>

Obecná teorie relativity má celou řadu fyzikálních následkůdůsledků. Některé vycházejívyplývají přímo z&nbsp;axiómů teorie, zatímco jiné sebyly objevilyobjeveny až v&nbsp;průběhu mnoha let výzkumu, který následoval po počátečnímpůvodním Einsteinově uveřejněnízveřejnění teorie.

Za předpokladu, že platí princip ekvivalence, <ref>{{Harvnb|Rindler|2001|pp=24–26 vs. pp. 236–237}} a {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|pp=164–172}}. Einstein odvozilodvodil tyto účinkydůsledky použitím principu ekvivalence už v&nbsp;roce 1907, srov. {{Harvnb|Einstein|1907}} a popis v&nbsp;{{Harvnb|Pais|1982|pp=196–198}}</ref> gravitace ovlivňuje průchodplynutí času. Světlo vyslané do [[gravitační studna|gravitační studny]] je [[Modrý posuv|posunuto do modra]], zatímco světlo vyslané v&nbsp;opačném směru (tj., vylézajícívycházející z&nbsp;gravitační studny) je [[Rudý posuv|posunuto do červena]]; společně jsou tyto dva účinkyjevy známé jako gravitační frekvenční posun. Obecněji procesy blízké masivnímu tělesu probíhají pomaleji ve srovnání s&nbsp;procesy probíhajícími dále; tento účinek je znám jako gravitační dilatace času.<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|pp=24–26}}; {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973 |loc=§ 38.5}}</ref>

Obecná teorie relativity předpovídá, že dráha světla bude sledovat zakřivení časoprostoruprostoročasu, když bude procházet kolem hvězdy. Tento efekt byl zpočátku potvrzen pozorováním světla hvězd nebo vzdálených kvazarů, které se zakřiví, když prochází kolem [[Slunce]].<ref>Srov. {{Harvnb|Kennefick|2005}} pro klasická počáteční měření expedicí Artura Eddingtona. Přehled nejnovějších měření viz {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=ch. 4.3}}. Pro nejpřesnější přímé moderní pozorování pomocí kvasarů, srov. {{Harvnb|Shapiro|Davis|Lebach|Gregory|2004}}</ref>

Tyto a související předpovědi vyplývají ze skutečnosti, že světlo sleduje to, co se nazývá světelná nebo nulová geodetika – zobecnění přímek, které sleduje světlo v&nbsp;klasické fyzice. Tyto geodetiky jsou zobecnění [[Invariant (matematika)|invariance]] rychlosti světla ve speciální teorii relativity.<ref>Toto není nezávislý axiom; lze ho odvodit z&nbsp;Einsteinových rovnic a z&nbsp;Maxwell [[Lagrangeova funkce|Lagrangeovy]] funkce pomocí aproximace WKB, srov. {{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 5}}</ref> Při zkoumání vhodných modelů časoprostoruprostoročasu (buď vnější Schwarzschildova metrika, nebo pro více než jedno těleso post-newtonovská aproximace)<ref>{{Harvnb|Blanchet|2006|loc=sec. 1.3}}</ref> se objevuje několik vlivů gravitace na šíření světla. I&nbsp;když ohnutí světla může být také odvozeno rozšířením univerzality volného pádu na světlo,<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 1.16}}; pro historické příklady {{Harvnb|Israel|1987|pp=202–204}}; ve skutečnosti Einstein publikoval jedno takové odvození jako {{Harvnb|Einstein|1907}}. Takové výpočty mlčky předpokládají, že geometrie prostoru je [[Euklidovský prostor|Euklidovská]], srov. {{Harvnb|Ehlers|Rindler|1997}}</ref> úhel zakřivení, který je výsledkem takových výpočtů, je pouze polovinou hodnoty dané obecnou teorií relativitou.<ref>Z&nbsp;hlediska Einsteinovy ​​teorie tyto odvození berou v&nbsp;úvahu vliv gravitace na čas, ale ne její důsledky pro deformaci vesmíru, srov. {{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 11.11}}</ref>

Dle předpovědi<ref>{{Citace periodika|autor=Einstein, A |titul=Näherungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation |datum vydání= June 1916 |url=http://einstein-annalen.mpiwg-berlin.mpg.de/related_texts/sitzungsberichte |periodikum=[[Pruská akademie věd]]|<!--WIRE:nepřevedeno:-->Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlin]] |ročník=part 1|strany=688–696|<!--WIRE:doplněno:-->jazyk=anglicky}}</ref> <ref>{{Citace periodika|autor=Einstein, A |titul=Über Gravitationswellen |datum vydání=1918 |url=http://einstein-annalen.mpiwg-berlin.mpg.de/related_texts/sitzungsberichte |periodikum=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlin|ročník=part 1|strany=154–167|<!--WIRE:doplněno:-->jazyk=anglicky}}</ref> Albert Einsteina z&nbsp;roku 1916 existují gravitační vlny: fluktuace v&nbsp;metrice časoprostoruprostoročasu, které se šíří rychlostí světla. Jedná se o&nbsp;jednu z&nbsp;několika analogií mezi gravitaci slabého pole a elektromagnetismem v&nbsp;tom, že jsou analogické [[elektromagnetické záření|elektromagnetickým vlnám]]. Dne 11. února 2016 vědecký tým [[LIGO|aLIGO]] oznámil, že přímo detekoval gravitační vlny ze srážky dvojice černých děr.<ref name="Discovery 2016">{{Citace periodika |titul=Einstein's gravitational waves found at last |periodikum=Nature News| url=http://www.nature.com/news/einstein-s-gravitational-waves-found-at-last-1.19361 |datum vydání=February 11, 2016 |příjmení=Castelvecchi |jméno=Davide |příjmení2=Witze |jméno2=Witze |doi=10.1038/nature.2016.19361 |datum přístupu=2016-02-11 |<!--WIRE:doplněno:-->jazyk=anglicky}}</ref> <ref name="Abbot">{{Citace periodika |titul=Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger| autor=B. P. Abbott |<!--WIRE:nepřevedeno:-->collaboration=LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration| periodikum=Physical Review Letters| rok=2016| ročník=116|číslo=6| url=https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.116.061102 | doi=10.1103/PhysRevLett.116.061102| pmid=26918975| strany=061102|<!--WIRE:nepřevedeno:-->arxiv = 1602.03837 |<!--WIRE:nepřevedeno:-->bibcode = 2016PhRvL.116f1102A |<!--WIRE:doplněno:-->jazyk=anglicky}}</ref> <ref name="NSF">{{Citace elektronické monografie|titul = Gravitational waves detected 100 years after Einstein's prediction {{!}} NSF - National Science Foundation|url = https://www.nsf.gov/news/news_summ.jsp?cntn_id=137628|<!--WIRE:nepřevedeno:-->website = www.nsf.gov|datum přístupu = 2016-02-11|<!--WIRE:doplněno:-->jazyk=anglicky}}</ref>

Některá přesná řešení popisují gravitační vlny bez jakéhokoli přiblížení, např. vlnový vlak projíždějící prázdným prostorem<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=ch. 13}}</ref> nebo Gowdyho vesmír, typy rozšiřujícího se vesmíru naplněného gravitačními vlnami.<ref>{{Harvnb|Gowdy|1971}}, {{Harvnb|Gowdy|1974}}</ref> Ale pro gravitační vlny produkované v&nbsp;astrofyzickyastrofyzikálně významných situacích, jako je splynutí dvou černých děr, jsou v&nbsp;současné době numerické metody jediný způsob pro konstrukci vhodných modelů.<ref>Viz {{Harvnb|Lehner|2002}} krátký úvod k&nbsp;metodám numerické relativity a {{Harvnb|Seidel|1998}} pro spojení s&nbsp;astronomií gravitačních vln</ref>

Efekt lze také odvodit buď použitím přesné Schwarzschildovy metriky (popisující časoprostorprostoročas kolem sférické hmoty)<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 11.9}}</ref> nebo mnohem obecnější post-newtonovské aproximace.<ref>{{Harvnb|Will|1993|pp=177–181}}</ref> Je způsoben vlivem gravitace na geometrii prostoru a přenosem vlastní energie na gravitaci tělesa (zakotvenou v&nbsp;nelinearitě Einsteinových rovnic).<ref>V&nbsp;důsledku toho v&nbsp;parametrizovaném post-newtonovském formalismu (PPN) míra tohoto efektu je určena lineární kombinaci výrazů β a γ, srov. {{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 3.5}} a {{Harvnb|Will|1993|loc=sec. 7.3}}</ref> Relativistická precese byla pozorována u&nbsp;všech planet, které umožňují přesné precesní měření (Merkur, Venuše a Země)<ref>Nejpřesnější měření jsou VLBI měření poloh planet; viz {{Harvnb|Will|1993|loc=ch. 5}}, {{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 3.5}}, {{Harvnb|Anderson|Campbell|Jurgens|Lau|1992}}; pro přehled, {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|pp=406–407}}</ref>, stejně jako v&nbsp;binárních pulsarových systémech, kde je větší o&nbsp;pět [[Řádová velikost|řádů]].<ref>{{Harvnb|Kramer|Stairs|Manchester|McLaughlin|2006}}</ref>

[[Soubor:Psr1913+16-weisberg en.png|náhled|Pokles dráhy pro PSR1913+16: časový posun v&nbsp;sekundách, sledovaný přesv třiprůběhu ''Text kurzívou''tří desetiletí.<ref>Obrázek, kterýobsahující obsahujechybové chybyúsečky, je obr. 7 v&nbsp;{{Harvnb|Will|2006|loc=sec. 5.1}}</ref>]]

==== Geodetický efekt a stáčení časoprostoruprostoročasu ====

Několik relativistických efektů přímo souvisí s&nbsp;relativitou směru.<ref>{{Harvnb|Penrose|2004|loc=§14.5}}, {{Harvnb|Misner|Thorne|Wheeler|1973|loc=§11.4}}</ref> Jedním z&nbsp;nich je geodetický efekt: osový směr [[gyroskop]]u ve volném pádu v&nbsp;zakřiveném časoprostoruprostoročasu se změní ve srovnání například se směrem světla přicházejícího od vzdálených hvězd – i&nbsp;když takový gyroskop představuje způsob, jak udržet směr jak jen to je možné stabilně („[[Paralelní přenos (geometrie)|Paralelní přenos]]“).<ref>{{Harvnb|Weinberg|1972|loc=sec. 9.6}}, {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=sec. 7.8}}</ref> Pro systém Měsíc-Země byl tento efekt změřen pomocí odrazu laserového paprsku od Měsíce.<ref>{{Harvnb|Bertotti|Ciufolini|Bender|1987}}, {{Harvnb|Nordtvedt|2003}}</ref> V&nbsp;poslední době byla změřena pro testování hmotností na palubě družice Gravity Probe B s&nbsp;přesností lepší než 0,3 %.<ref>{{Harvnb|Kahn|2007}}</ref><ref>Popis úkolu lze nalézt v&nbsp;{{Harvnb|Everitt|Buchman|DeBra|Keiser|2001}}; první hodnocení po letu je uvedeno v&nbsp;{{Harvnb|Everitt|Parkinson|Kahn|2007}}; další aktualizace budou k&nbsp;dispozici na webové stránce mise {{Harvnb|Kahn|1996–2012}}.</ref>

V&nbsp;blízkosti rotující hmoty se objevují gravitomagnetické efekty nebo efekty stáčení časoprostoruprostoročasu. Vzdálený pozorovatel naměří, že objekty blízké hmoty se „stočí“. Nejvíce extrémní je to pro rotující černé díry, kde je rotace nevyhnutelná pro jakýkoli objekt vstupující do zóny známé jako [[ergosféra]].<ref>{{Harvnb|Townsend|1997|loc=sec. 4.2.1}}, {{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|pp=469–471}}</ref> Takové účinky mohou být opět testovány díky jejich vlivu na orientaci gyroskopů při volném pádu.<ref>{{Harvnb|Ohanian|Ruffini|1994|loc=sec. 4.7}}, {{Harvnb|Weinberg|1972|loc=sec. 9.7}}; pro novější přehled viz {{Harvnb|Schäfer|2004}}</ref> Poněkud sporné testy byly provedeny pomocí satelitů [[LAGEOS]], což potvrdilo relativistické předpovědi.<ref>{{Harvnb|Ciufolini|Pavlis|2004}}, {{Harvnb|Ciufolini|Pavlis|Peron|2006}}, {{Harvnb|Iorio|2009}}</ref> Byla také využita sonda [[Mars Global Surveyor]] obíhající kolem Marsu.<ref>{{Cit| autor=Iorio L.|titul=COMMENTS, REPLIES AND NOTES: A note on the evidence of the gravitomagnetic field of Mars |datum vydání=August 2006| periodikum=Classical and Quantum Gravity|ročník=23| číslo=17| strany=5451–5454|doi=10.1088/0264-9381/23/17/N01|<!--WIRE:nepřevedeno:-->arxiv = gr-qc/0606092 |<!--WIRE:nepřevedeno:-->bibcode = 2006CQGra..23.5451I }}</ref><ref>{{Cit| autor=Iorio L.|titul=On the Lense–Thirring test with the Mars Global Surveyor in the gravitational field of Mars| periodikum=Central European Journal of Physics |datum vydání=June 2010| doi=10.2478/s11534-009-0117-6|ročník= 8 |číslo =3 |strany= 509–513|<!--WIRE:nepřevedeno:-->arxiv = gr-qc/0701146 |<!--WIRE:nepřevedeno:-->bibcode = 2010CEJPh...8..509I }}</ref>

[[Soubor:Einstein cross.jpg|náhled|Einsteinský[[Einsteinův kříž]]: čtyři obrazy stejného astronomického objektu, vytvořené gravitačnígravitačním čočkoučočkováním]]

[[Soubor:LISA.jpg|náhled|180px|UměleckýUmělecká dojempředstava z&nbsp;vesmírného gravitačního vlnového detektoru [[Evolved Laser Interferometer Space Antenna|LISA]]]]

V&nbsp;obecné teorii relativity žádné hmotné těleso nedokáže dohonit nebo předstihnout světelný impuls. Žádný účinek události ''A'' nedosáhne jiné místo ''X'' před dopadem světla z&nbsp;''A'' na ''X''. V&nbsp;důsledku toho zkoumání všech světelných světočar (nulových geodetik) poskytuje klíčové informace o&nbsp;kauzální struktuře časoprostoruprostoročasu. Tato struktura může být zobrazena pomocí Penroseových diagramů, ve kterých jsou nekonečně velké oblasti prostoru a nekonečné časové intervaly zmenšeny („kompaktní“) tak, aby se vešly na konečnou mapu, zatímco světlo stále cestuje po diagonálách jako ve standardních časoprostorovýchprostoročasových schématech.<ref>{{Harvnb|Frauendiener|2004}}, {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 11.1}}, {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=sec. 6.8, 6.9}}</ref>

Pomocí globální geometrie mohou být některé časové intervaly zobrazeny tak, že obsahují hranice nazývané [[Horizont událostí|horizonty událostí]], které ohraničují jednu oblast od zbytku časoprostoruprostoročasu. Nejznámějšími příklady jsou černé díry: jestliže je hmotnost stlačena do dostatečně kompaktního prostoru (jak je specifikováno v&nbsp;obručové domněnce, příslušné délkové měřítko je [[Schwarzschildův poloměr]]<ref>{{Harvnb|Thorne|1972}}; pro nejnovější číselné studie viz {{Harvnb|Berger|2002|loc=sec. 2.1}}</ref>), žádné světlo zevnitř nemůže uniknout ven. Vzhledem k&nbsp;tomu, že žádný objekt nemůže předstihnout světelný impuls, jsou všechny vnitřní věci uvnitř uvězněny. Průchod z&nbsp;exteriéru do interiéru stále zůstává možný, což ukazuje, že hranice, ''horizont'' černé díry, není fyzickou bariérou.<ref>{{Harvnb|Israel|1987}}. Přesnější matematický popis rozlišuje několik druhů horizontů, zejména horizonty událostí a zdánlivý horizont srov. {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|pp=312–320}} nebo {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 12.2}}; tam jsou také intuitivnější definice pro izolované systémy, které nevyžadují znalost časoprostorovýchprostoročasových vlastností v&nbsp;nekonečnu, srov. {{Harvnb|Ashtekar|Krishnan|2004}}</ref>

Ještě více pozoruhodné je, že existuje obecná sada zákonů známá jako termodynamika černých děr, která je analogická [[Termodynamický zákon|termodynamickým zákonům]]. Například podle druhého zákona termodynamiky černých děr plocha událostního horizontu obecné černé díry nikdy s&nbsp;časem nepoklesne podobně jako [[entropie]] termodynamického systému. To omezuje energii, kterou lze získat klasickými prostředky z&nbsp;rotující černé díry (např. pomocí Penroseova procesu).<ref>Zákony mechaniky černé díry byly poprvé popsány v&nbsp;{{Harvnb|Bardeen|Carter|Hawking|1973}}; výchovnější prezentaci lze nalézt v&nbsp;{{Harvnb|Carter|1979}}; pro novější přehled viz {{Harvnb|Wald|2001|loc=ch. 2}}. Důkladný úvod do knihy s&nbsp;úvodem k&nbsp;potřebné matematice {{Harvnb|Poisson|2004}}. Pro Penroseův proces viz {{Harvnb|Penrose|1969}}</ref> Existují silné důkazy, že zákony termodynamiky černé díry jsou ve skutečnosti podmnožinou zákonů termodynamiky a že oblast černé díry je úměrná její entropii.<ref>{{Harvnb|Bekenstein|1973}}, {{Harvnb|Bekenstein|1974}}</ref> To vede k&nbsp;úpravě původních zákonů termodynamiky černé díry: například když druhý zákon termodynamiky černé díry se stává součástí druhého zákona termodynamiky, je možné, že oblast černých děr klesá – dokud ostatní procesy zajistí že celkově se entropie zvyšuje. Jako termodynamické objekty s&nbsp;nenulovou teplotou by měly černé díry vyzařovat tepelné záření. Poloklasické výpočty naznačují, že to skutečně dělají, přičemž povrchová hmotnost hraje roli teploty v&nbsp;[[Planckův vyzařovací zákon|Planckově zákonu]]. Toto záření je známé jako [[Hawkingovo záření|Hawkingovo zářen]] (viz níže sekce kvantové teorie).<ref>Fakt, že černé díry vyzařují kvantově mechanicky, byl nejprve odvozen v&nbsp;{{Harvnb|Hawking|1975}}; důkladnější odvození lze nalézt v&nbsp;{{Harvnb|Wald|1975}}. Přehled je uveden v&nbsp;{{Harvnb|Wald|2001|loc=ch. 3}}</ref>

Dalším obecným rysem obecné teorie relativity je výskyt hranic prostoročasu známých jako singularity. ČasoprostorProstoročas může být prozkoumán sledováním časové a světelné geodetiky – všech možných způsobů, jak může světlo a částice ve volném pádu cestovat. Některá řešení Einsteinových rovnic však mají „odbočné okraje“ – oblasti známé jako gravitační singularity, kde dráhy světla a padajících částic přicházejí na náhlý konec a geometrie se stává špatně definovanou. V&nbsp;zajímavějších případech se jedná o&nbsp;„singularity zakřivení“, kde geometrické veličiny charakterizující zakřivení prostoročasu, jako je Ricciho skalár, nabývají nekonečné hodnoty.<ref>{{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=sec. 8.1}}, {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 9.1}}</ref> Známé příklady časoprostorůprostoročasů s&nbsp;budoucími singularitami – kde končí světočáry – jsou Schwarzschildovo řešení, které popisuje singularitu uvnitř věčné statické černé díry<ref>{{Harvnb|Townsend|1997|loc=ch. 2}}; rozsáhlejší zpracování tohoto řešení lze nalézt v&nbsp;{{Harvnb|Chandrasekhar|1983|loc=ch. 3}}</ref> nebo Kerrova řešení s&nbsp;prstencovitou singularitou ve věčné rotující černé díře.<ref>{{Harvnb|Townsend|1997|loc=ch. 4}}; pro rozsáhlejší zpracování, srov. {{Harvnb|Chandrasekhar|1983|loc=ch. 6}}</ref> Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerovo řešení a další časoprostorovéprostoročasové popisy vesmíru mají singularity v&nbsp;minulosti, ve kterých světočáry začínají, a to singularitu Velkého třesku, a jiné mají budoucí singularitu ([[Velký křach|Velkého křachu]]).<ref>{{Harvnb|Ellis|Van Elst|1999}}; bližší pohled na samu singularitu je vzat z&nbsp;{{Harvnb|Börner|1993|loc=sec. 1.2}}</ref>

Každé řešení Einsteinových ​​rovnic zahrnuje celou historii vesmíru – není to jen nějaký snímek o&nbsp;současných záležitostech, ale celý, případně hmotou naplněný časoprostorprostoročas. Popisuje stav hmoty a geometrii všude a v&nbsp;každém okamžiku v&nbsp;tomto konkrétním vesmíru. Kvůli své obecné kovarianci Einsteinova teorie sama o&nbsp;sobě nestačí k&nbsp;určení [[časová evoluce|časové evoluce]] metrického tenzoru. Musí být kombinována s&nbsp;podmínkami souřadnic, které jsou analogické ke kalibraci měřidel v&nbsp;jiných teoriích pole.<ref>{{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=sec. 7.1}}</ref>

Nicméně existují možnosti definovat celkovou hmotnost systému buď pomocí hypotetického „nekonečně vzdáleného pozorovatele“ (ADM hmotnost)<ref>{{Harvnb|Arnowitt|Deser|Misner|1962}}</ref> nebo pomocí vhodných symetrií (Komarova hmotnost).<ref>{{Harvnb|Komar|1959}}; pro pedagogický úvod viz {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 11.2}}; ačkoli je definována úplně jiným způsobem, může být prokázáno, že je ekvivalentní ADM hmotě pro stacionární časoprostorprostoročas, srov. {{Harvnb|Ashtekar|Magnon-Ashtekar|1979}}</ref> Pokud vyloučíme z&nbsp;celkové hmotnosti systému energii, která je gravitačními vlnami odnášena do nekonečna, je výsledkem Bondiho hmotnost v&nbsp;nulovém nekonečnu.<ref>Pro pedagogický úvod viz {{Harvnb|Wald|1984|loc=sec. 11.2}}</ref> Stejně jako v&nbsp;klasické fyzice lze prokázat, že tyto hmotnosti jsou kladné.<ref>{{Harvnb|Wald|1984|p=295 and refs therein}}; to je důležité pro otázky stability – kdyby existovaly záporné hodnoty hmotnosti, potom by se plochý prázdný Minkowského prostor, který má nulovou hmotnost, mohl vyvinout do těchto stavů</ref> Pro hybnost a moment hybnosti existují odpovídající globální definice.<ref>{{Harvnb|Townsend|1997|loc=ch. 5}}</ref> Četné pokusy se snažily definovat ''kvazi-lokální'' veličiny, jako je hmotnost izolovaného systému formulovaného za použití pouze veličin definovaných v&nbsp;konečné oblasti prostoru obsahujícího tento systém. Je naděje, že se získá veličina užitečná pro obecná tvrzení o&nbsp;[[Izolovaná soustava|izolovaných soustavách]], jako je například přesnější formulace obručové domněnky.<ref>Takové kvázi-lokální definice hmotné energie jsou Hawkingova energie, Gerochova energie nebo Penrosova kvazi-lokální energetická hybnost založená na [[twistor]]ových metodách; srov. přehledový článek {{Harvnb|Szabados|2004}}</ref>

=== Kvantová teorie pole v&nbsp;zakřiveném časoprostoruprostoročasu ===

Obvyklé [[Kvantová teorie pole|kvantové teorie pole]], které tvoří základ moderní fyziky elementárních částic, jsou definovány v&nbsp;plochém Minkowského prostoru, což je vynikající aproximace, pokud jde o&nbsp;popis chování mikroskopických částic ve slabých gravitačních polích, jako jsou ty, které se nacházejí na Zemi.<ref>{{Harvnb|Ramond|1990}}, {{Harvnb|Weinberg|1995}}, {{Harvnb|Peskin|Schroeder|1995}}; dostupnější přehled je {{Harvnb|Auyang|1995}}</ref> Aby bylo možné popsat situace, kdy je gravitace dostatečně silná k&nbsp;ovlivnění (kvantové) hmoty, přestože není dostatečně silná k&nbsp;tomu, aby vyžadovala kvantizaci, fyzikové formulovali kvantové teorie pole v&nbsp;zakřiveném časoprostoruprostoročasu. Tyto teorie se spoléhají na obecnou teorii relativity k&nbsp;popisu zakřiveného časoprostoruprostoročasu a definují obecnou teorii kvantového pole, která popisuje chování kvantové hmoty v&nbsp;tomto časoprostoruprostoročasu.<ref>{{Harvnb|Wald|1994}}, {{Harvnb|Birrell|Davies|1984}}</ref> Pomocí tohoto formalismu lze prokázat, že černé díry vyzařují spektrum částic [[Absolutně černé těleso|absolutně černého telěsa]] známých jako [[Hawkingovo záření]], což vede k&nbsp;možnosti, že se časem vypaří.<ref>Pro Hawkingovo záření {{Harvnb|Hawking|1975}}, {{Harvnb|Wald|1975}}; přístupný úvod k&nbsp;vypařování černé díry lze nalézt v&nbsp;{{Harvnb|Traschen|2000}}</ref> Jak již bylo zmíněno výše, toto záření hraje důležitou roli v&nbsp;termodynamice černých děr.<ref>{{Harvnb|Wald|2001|loc=ch. 3}}</ref>

Požadavek na ucelenost mezi kvantovým popisem hmoty a geometrickým popisem časoprostoruprostoročasu,<ref>Jednoduše řečeno, hmota je zdrojem zakřivení časoprostoruprostoročasu a jak má hmota kvantové vlastnosti, můžeme očekávat, že je bude mít prostor i&nbsp;čas.</ref> stejně jako výskyt singularit (kde se stupnice délky zakřivení stávají mikroskopickými), naznačují potřebu úplné teorie kvantové gravitace: pro vhodný popis vnitřku černých děr a velmi raného vesmíru je nutná teorie, v&nbsp;níž je v&nbsp;jazyce kvantové fyziky popsána gravitace a související geometrie časoprostoruprostoročasu.<ref>{{Harvnb|Schutz|2003|p=407}}</ref> Navzdory velkým snahám není v&nbsp;současné době známa žádná úplná a konzistentní teorie kvantové gravitace, i&nbsp;když existuje řada slibných kandidátů.<ref name="Hamber 2009">{{Harvnb|Hamber|2009}}</ref> <ref>Časová osa a přehled naleznete v&nbsp;{{Harvnb|Rovelli|2000}}</ref>

[[Soubor:LIGO measurement of gravitational waves.svg|náhled|Pozorování gravitačních vln ze spojenízdroje binárníchGW150914 vzniklého srážkou dvou černých děr GW150914.]]

Obecná teorie relativity se ukázala jako velmi úspěšný model gravitace a kosmologie, který dosud prošel mnoha jednoznačnými pozorovacími a experimentálními testy. Existují však silné náznaky, že teorie je neúplná.<ref>{{Harvnb|Maddox|1998|pp=52–59, 98–122}}; {{Harvnb|Penrose|2004|loc=sec. 34.1, ch. 30}}</ref> Problém kvantové gravitace a otázka reality časoprostorovýchprostoročasových singularit zůstávají otevřené.<ref>Část [[Obecná teorie relativity#Kvantová gravitace|kvantová gravitace]], výše</ref> Pozorované údaje, které jsou považovány za důkaz temné energie a temné hmoty, mohou naznačovat potřebu nové fyziky.<ref>sekce [[Obecná teorie relativity#Kosmologie|Kosmologie]], výše</ref> I&nbsp;když se uvažuje jen samotná obecná teorie relativity, má bohatěbohaté možností dalšího zkoumání. MatematickýMatematičtí relativisté se snaží porozumět povaze singularit a základním vlastnostem Einsteinových rovnic<ref>{{Harvnb|Friedrich|2005}}</ref> zatímco numeričtí relativisté používají stále výkonnější počítačové simulace (například ty, které popisují splynutí černých děr).<ref>Přehled různých problémů a technik, které byly vyvinuty k&nbsp;jejich překonání, viz {{Harvnb|Lehner|2002}}</ref> V&nbsp;únoru 2016 bylo oznámeno, že dne 14. září 2015 byla vědeckým týmem aLIGO přímo detekována existence gravitačních vln.<ref name="NSF"/> <ref>Viz {{Harvnb|Bartusiak|2000}} pro přístup až do tohoto roku; aktuální novinky lze nalézt na webových stránkách hlavních spolupracovníků detektorů, jako jsou [http://geo600.aei.mpg.de/ GEO 600] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070218123705/http://geo600.aei.mpg.de/ |date=2007-02-18 }} a [http://www.ligo.caltech.edu/ LIGO]</ref> <ref>Nejnovější zprávy o&nbsp;gravitačních vlnách polarizací inspirativních kompaktních dvojhvězd viz v&nbsp;{{Harvnb|Blanchet|Faye|Iyer|Sinha|2008}} a {{Harvnb|Arun|Blanchet|Iyer|Qusailah|2007}}; pro přehled práce s&nbsp;kompaktními binárními hvězdami viz {{Harvnb|Blanchet|2006}} a {{Harvnb|Futamase|Itoh|2006}}; pro obecný přehled experimentálních testů obecné teorie relativity viz {{Harvnb|Will|2006}}</ref> Obecná teorie relativity zůstává století po jejím zavedení velmi aktivní oblastí výzkumu.<ref>Viz např. přehledový časopis dostupný elektronicky [http://relativity.livingreviews.org/ Living Reviews in Relativity]</ref>

* {{CommonsCommonscat}}