Obecná teorie relativity: Porovnání verzí

'''Obecná teorie relativity''' (zkratkou '''OTR''') je [[Teoretická fyzika|fyzikální teorie]] [[gravitace]] publikovaná [[Albert Einstein|Albertem Einsteinem]] v roce [[1915]], akterá popisje popisem gravitace běžněužívaným užívanýv v 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 prostoročasu. Zvláště popisuje ''[[Zakřivený prostor|zakřivení]] prostoročasu'' 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]].

AčkolivJakkoliv je geometrická newtonovská gravitace zajímavápozoruhodná, tak její základ, – klasická mechanika, – je pouze omezujícímzvláštním případem (speciální) relativistické mechaniky.<ref>Dobré úvody jsou, v&nbsp;pořadí s&nbsp;rostoucími předpokládanými znalostmi matematiky {{Harvnb|Giulini|2005}}, {{Harvnb|Mermin|2005}} a {{Harvnb|Rindler|1991}}; pro úvahy o&nbsp;přesných experimentech srov. část IV {{Harvnb|Ehlers|Lämmerzahl|2006}}</ref> V&nbsp;jazyce [[symetrie]]: kdepokud lze gravitaci zanedbat, je fyzika Lorentzovskylorentzovsky invariantní, spíšejako venapříklad speciální teorii relativity, spíše než [[Galileiho princip relativity|Galilejovskygalileovsky invariantní]], jako v&nbsp;klasické mechanice. (UrčujícíDefinující symetriisymetrií speciální teorie relativity je [[Poincarého grupa]], která zahrnuje posunytranslace, rotace a zesílení[[Lorentzova transformace|lorentzovské transformace]].) Významné rozdíly mezi těmito dvěma přístupy nastávají, když se zabýváme rychlostírychlostmi blížícíchblížícími se [[Rychlost světla|rychlosti světla]] a jevyoblastmi s&nbsp;vysokýmivysokých energiemienergií.<ref>HloubkovéPodrobné srovnání meziobou oběmaskupin skupinami symetriesymetrií lze nalézt v&nbsp;{{Harvnb|Giulini|2006a}}</ref>

''[[A&nbsp;priori]]'' není jasné, zda se nové lokální soustavy ve volném pádu shodují s&nbsp;referenčními rámci, ve kterých platí zákony speciální teorie relativity – tato teorie je založena na šíření světla a tedy na elektromagnetismu, který by mohl mít jiný soubor preferovaných soustav. Ale při použití různých předpokladů o&nbsp;speciálně relativistických soustavách (jako je jejich fixace na Zem nebo ve volném pádu) lze odvodit různé předpovědi pro gravitační rudý posun, tedy způsob, jakým se mění frekvence světla když se světlo šíří gravitačním polem (viz níže). Skutečné měření ukazují, že volně padající soustavy jsou ty, ve kterých se světlo šíří tak, jak tomu je ve speciální teorii relativity.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|pp=17ff}}; Odvození lze nalézt v&nbsp;{{Harvnb|Mermin|2005|loc=ch. 12}}. Pro experimentální důkazy, srov. sekce Gravitační časová dilatace a frekvenční posun, níže</ref> Zobecnění tohoto postulátu, a to, že zákony speciální teorie relativity mají dobrou aproximaci ve volně padajících (a nerotujících) referenčních soustavách, je známo jako Einsteinův princip relativity, zásadní průvodní princip pro zobecnění speciálně relativistické fyziky tak, aby zahrnovala i&nbsp;gravitaci.<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 1.13}}; pro základní úvahu viz {{Harvnb|Wheeler|1990|loc=ch. 2}}; existují však některé rozdíly mezi moderní verzí a původním Einsteinovým konceptem použitém v&nbsp;historickém odvozování obecné teorie relativity, srov. {{Harvnb|Norton|1985}}</ref>

Stejná experimentální data ukazují, že čas měřený hodinami v&nbsp;gravitačním poli, –tzv. [[vlastní čas]], aby se získal technický termín – nesplňuje pravidla speciální teorie relativity. V&nbsp;jazyce geometrie prostoročasu 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-CivitovouCivitova 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 dílčíparciální 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>

Některá přesnáexaktní řešení popisují gravitační vlny bez jakéhokolijakékoli přiblíženíaproximace, např. vlnovýsled vlakvln projíždějícíputující 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;astrofyzikálně 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>

Černé díry jsou také vyhledávanými cíli při hledání gravitačních vln (srov. gravitační vlny, výše). Spojení binárních černých děr by mělo vést k&nbsp;tomu, že některé z&nbsp;nejsilnějších signálů gravitačních vln dopadnou na detektory na Zemi a fáze přímo před spojením („cvrlikání“) by mohla být použita jako „standardní[[standardní svíčka“svíčka]] pro odvození vzdálenosti k&nbsp;událostem spojování – a proto slouží jako sonda kosmické expanze na velké vzdálenosti.<ref>{{Harvnb|Dalal|Holz|Hughes|Jain|2006}}</ref> Gravitační vlny produkované, když se hvězdná černá díra vrhá do obří černé díry, by proto měly poskytovat přímé informace o&nbsp;geometrii obřích černých děr.<ref>{{Harvnb|Barack|Cutler|2004}}</ref>

kde ''<math>g_{\mu\nu}</math>'' je metrika prostoročasu.<ref>Původně {{Harvnb|Einstein|1917}}; srov. {{Harvnb|Pais|1982|pp=285–288}}</ref> [[Izotropie|Izotropní]] a homogenní řešení těchto rozšířených rovnic, Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerovo řešení<ref>{{Harvnb|Carroll|2001|loc=ch. 2}}</ref>, umožňují fyzikům modelovat vesmír, který se vyvinul za posledních 14 [[Miliarda|miliard]] let z&nbsp;horké rané fáze velkého třesku.<ref>{{Harvnb|Bergström|Goobar|2003|loc=ch. 9–11}}; použití těchto modelů je odůvodněno skutečností, že ve velkých měřítkách kolem sto milionů [[Světelný rok|světelných let]] a více se náš vlastní vesmír skutečně jeví jako izotropní a homogenní, srov. {{Harvnb|Peebles|Schramm|Turner|Kron|1991}}</ref> Jakmile je v&nbsp;astronomickém pozorování fixováno malé množství parametrů (například průměrná hustota hmoty vesmíru),<ref>Např. s&nbsp;​​daty WMAP viz {{Harvnb|Spergel|Verde|Peiris|Komatsu|2003}}</ref> mohou být k&nbsp;testování použity další pozorovací údaje.<ref>Tyto zkoušky zahrnují další podrobná pozorování, viz např. obr. 2 v&nbsp;{{Harvnb|Bridle|Lahav|Ostriker|Steinhardt|2003}}</ref> Předpovědi, všechny úspěšné, zahrnují počáteční množství chemických prvků vytvořených v&nbsp;období primární nukleosyntézy,<ref>{{Harvnb|Peebles|1966}}; pro nedávný popis předpovědí, viz {{Harvnb|Coc, Vangioni‐Flam et al.|2004}}; dostupný popis najdete v&nbsp;{{Harvnb|Weiss|2006}}; srovnej s&nbsp;poznatky v&nbsp;{{Harvnb|Olive|Skillman|2004}}, {{Harvnb|Bania|Rood|Balser|2002}}, {{Harvnb|O'Meara|Tytler|Kirkman|Suzuki|2001}} a {{Harvnb|Charbonnel|Primas|2005}}</ref> rozsáhlou strukturu vesmíru<ref>{{Harvnb|Lahav|Suto|2004}}, {{Harvnb|Bertschinger|1998}}, {{Harvnb|Springel|White|Jenkins|Frenk|2005}}</ref> a existenci a vlastnosti „ozvěny sálání“ z&nbsp;raného kosmu, tzv. [[Reliktní záření|kosmického mikrovlnného záření pozadí]].<ref>{{Harvnb|Alpher|Herman|1948}}, pro pedagogický úvod viz {{Harvnb|Bergström|Goobar|2003|loc=ch. 11}}; pro počáteční detekci viz {{Harvnb|Penzias|Wilson|1965}} a pro přesná měření družicovými observatořemi {{Harvnb|Mather|Cheng|Cottingham|Eplee|1994}} ([[COBE]]) a {{Harvnb|Bennett|Halpern|Hinshaw|Jarosik|2003}} (WMAP). Budoucí měření by také mohly odhalit důkazy o&nbsp;gravitačních vlnách v&nbsp;raném vesmíru; tyto dodatečné informace jsou obsaženy v&nbsp;polarizaci záření, viz. {{Harvnb|Kamionkowski|Kosowsky|Stebbins|1997}} a {{Harvnb|Seljak|Zaldarriaga|1997}}</ref>

[[Inflace (kosmologie)|Inflační fáze]],<ref>Dobrý úvod je {{Harvnb|Linde|1990}}; pro novější přehled viz {{Harvnb|Linde|2005}}</ref> dodatečná fáze silně zrychlené expanze v&nbsp;kosmickém čase kolem 10^-33 sekund, byla představena jako hypotéza v&nbsp;roce 1980, kdy se vyskytlo několik záhadných pozorování, které nebyly vysvětleny klasickými kosmologickými modely, jako byla téměř dokonalá homogenita záření kosmického pozadí záření.<ref>Přesněji řečeno se jedná o&nbsp;problém plochosti, problém horizontu a problém monopolu ; učitelský úvod lze nalézt v&nbsp;{{Harvnb|Narlikar|1993|loc=sec. 6.4}}, viz také {{Harvnb|Börner|1993|loc=sec. 9.1}}</ref> Nedávná měření kosmického záření vedly k&nbsp;prvnímu důkazu tohoto scénáře.<ref>{{Harvnb|Spergel|Bean|Doré|Nolta|2007|loc=sec. 5,6}}</ref> Existuje však ohromující škála možných inflačních scénářů, které nelze omezit současnými pozorováními.<ref>Přesněji řečeno, potenciální funkce, která je rozhodující pro určení dynamiky inflatonu, je prostě postulovaná, ale není odvozena ze základní fyzikální teorie</ref> Ještě větší otázkou je fyzika nejstaršího vesmíru před inflační fází a blízká době, kdy klasické modely předpovídají [[Gravitační singularita|singularitu]] velkého třesku. Směrodatná odpověď by vyžadovala úplnou teorii kvantové gravitace, která ještě nebyla vyvinutazformulována<ref>{{Harvnb|Brandenberger|2007|loc=sec. 2}}</ref> (viz kapitola o&nbsp;kvantové gravitaci níže).

Pomocí globální geometrie mohou být některé časové intervalyprostoročasy zobrazeny tak, že obsahují hranice nazývané [[Horizont událostí|horizonty událostí]], které ohraničují jednu oblast od zbytku prostoročasu. Nejznámějšími příklady jsou černé díry: jestliže je hmotnosthmota stlačena do dostatečně kompaktníhomalého prostoru (jakpodle jetzv. specifikováno v&nbsp;obručové domněnce,hypotézy příslušnéje délkovépříslušným měřítkorozměrovým jeměřítkem [[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, jsouje všechnytaktéž vnitřníuvězněna věciveškerá uvnitřvnitřní uvězněnyhmota. Průchod z&nbsp;exteriéruvnějšku do interiéruvnitřku 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 prostoročasových 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(povrch) horizontu událostí obecné černé díry nikdyje s&nbsp;časemv nepoklesnečase neklesající, 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}}; výchovnějšínázornější 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 oblastpovrch černé díry je úměrnáúměrný 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]] (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 [[Gravitační singularita|singularity]]. Prostoročas může být prozkoumán sledováním časovéčasupodobných a světelnésvětlupodobných geodetikygeodetik – všech možných způsobů, jak může světlo a částice ve volném pádu cestovat. Některá řešení Einsteinových rovnic však mají „odbočné„ostré okraje“ – oblasti známé jako gravitační singularity, kde dráhy světla a padajících částic přicházejínáhle na náhlý koneckončí 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 prostoročasů s&nbsp;budoucími singularitami – kde končí světočáry – jsou Schwarzschildovo řešení, které popisuje singularitu uvnitř věčnévěčně 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 věčnévěčně 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 prostoročasové 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 vzatpřevzat z&nbsp;{{Harvnb|Börner|1993|loc=sec. 1.2}}</ref>

Vzhledem k&nbsp;tomu, že tyto příklady jsou všechny velmi symetrické – a tak zjednodušené – je lákavé dojít k&nbsp;závěru, že výskyt singularit je artefaktem idealizace.<ref>Zde bychom měli připomenout známý fakt, že důležité „kvazioptické“ singularity tzv. eikonální aproximace mnoha vlnových rovnic, jmenovitě „kaustiky“, jsou vyřešeny do konečných vrcholů nad rámec toho přiblížení.</ref> Známé singulární teorémy, které prokázaly použití metod globální geometrie, říkají jinak: singularity jsou obecnou vlastností obecné teorie relativity a jsou nevyhnutelně, jakmile kolaps objektu s&nbsp;realistickými vlastnostmi prošel určitou etapou<ref>Přesněji, když jsou zachyceny nulové povrchy, srov. {{Harvnb|Penrose|1965}}</ref> a také na začátek široké třídy rozšiřujících se vesmírů.<ref>{{Harvnb|Hawking|1966}}</ref> Nicméně teorémy velmi málo říkají o&nbsp;vlastnostech singularit a většina současného výzkumu je věnována charakterizování generické struktury těchto entit (navržená hypotéza např. BKL singularity).<ref>Domněnka byla podána v&nbsp;{{Harvnb|Belinskii|Khalatnikov|Lifschitz|1971}}; pro novější přehled viz {{Harvnb|Berger|2002}}. Dostupnou expozici uvádí {{Harvnb|Garfinkle|2007}}</ref> [[Hypotéza kosmické cenzury]] uvádí, že všechny realistické budoucí singularity (bez dokonalých symetrií, hmota s&nbsp;realistickými vlastnostmi) jsou bezpečně ukryty za horizontem a tedy neviditelné pro všechny vzdálené pozorovatele. Zatím neexistují žádné formální důkazy, numerické simulace však podpůrně dokládajídokazují její platnostiplatnost.<ref>Omezení na budoucí singularity přirozeně vylučuje počáteční singularity, jako je singularita velkého třesku, která je v&nbsp;zásadě viditelná pro pozorovatele v&nbsp;pozdějším kosmickém čase. DomněnkaHypotéza kosmické cenzury byla poprvé představena v&nbsp;{{Harvnb|Penrose|1969}}; Popis na úrovni učebnice je uveden v&nbsp;{{Harvnb|Wald|1984|pp=302–305}}. Číselné výsledky naleznete v&nbsp;přehledu {{Harvnb|Berger|2002|loc=sec. 2.1}}</ref>

[[Soubor:Calabi yau.jpg|vlevo|náhled|Projekce Calabi-Yau[[Calabiho–Yauova varieta|Calabiho–Yauovy variety]], jednoho ze způsobů kompaktizace[[Kompaktifikace (fyzika)|kompaktifikace]] dodatečných dimenzí teoriedefinovaných teorií strun]]

Jedním z&nbsp;pokusů překonat tato omezení je [[teorie strun]], kvantová teorie, nikoliv [[Bodová částice|bodovébodových částicečástic]], ale momentověnepatrných jednorozměrně rozšířenéprotažených objektyobjektů.<ref>Dostupný úvod na vysokoškolské úrovni lze nalézt v&nbsp;{{Harvnb|Zwiebach|2004}}; podrobnější přehledy naleznete v&nbsp;{{Harvnb|Polchinski|1998a}} a {{Harvnb|Polchinski|1998b}}</ref> Teorie slibuje, že jebýt [[Teorie všeho|jednotným popisem]] všech částic a interakcí, včetně gravitace;<ref>Při energiích dosažených v&nbsp;současných experimentech jsou tyto struny nerozeznatelné od bodovitýchbodových částic, ale zásadně se odlišné způsoby kmitání jednoho a stejného typu základní struny objevují jako částice s&nbsp;různými (elektrickými a jinými) náboji, např. {{Harvnb|Ibanez|2000}}. Teorie je úspěšná v&nbsp;tom, že jeden režim bude vždy odpovídat [[graviton]]u, posílající částice gravitace, např. {{Harvnb|Green|Schwarz|Witten|1987|loc=sec. 2.3, 5.3}}</ref> cena,cenou za kterou se platí,to jsou neobvyklé vlastnosti, jako jsou šest dodatečných rozměrů prostoru kroměnavíc k obvyklýchobvyklým třítřem.<ref>{{Harvnb|Green|Schwarz|Witten|1987|loc=sec. 4.2}}</ref> V&nbsp;tom,Takzvaná codruhá sesuperstrunová nazývárevoluce druháve superstrunová2. revoluce,polovině 90. let bylopřinesla předpokládánohypotézu, že jak teorie strun, tak sjednocení obecné teorie relativity a [[supersymetrie]] známé jako supergravitace<ref>{{Harvnb|Weinberg|2000|loc=ch. 31}}</ref> tvoří součást hypotetického jedenáctirozměrného modelu známého jako M-teorie, což by představovalo jednoznačně definovanou a konzistentní teorii kvantové gravitace.<ref>{{Harvnb|Townsend|1996}}, {{Harvnb|Duff|1996}}</ref>

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 prostoročasových 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 sepřesto uvažuje jenmá samotná obecná teorie relativity, má bohaté možnostímožnosti dalšího zkoumání. Matematičtí 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>

=== Poznámky a reference ===

=== ReferencePoužitá literatura ===