廣義相對論(General Relativity) 描寫物質間引力相互作用的理論。其基礎有A.愛因斯坦於1915年完成，1916年正式發表。這一理論首次把引力場解釋成時空的彎曲。
概念介紹
黑洞
愛因斯坦的廣義相對論理論在天體物理學中有着非常重要的應用：它直接推導出某些大質量恆星會終結爲一個黑洞——時空中的某些區域發生極度的扭曲以至於連光都無法逸出;而多大質量的恆星會塌陷爲黑洞則是印裔物理學家錢德拉塞卡的功勞——錢德拉塞卡極限(白矮星的質量上限)。
引力透像
有證據表明恆星質量黑洞以及超大質量黑洞是某些天體例如活動星系核和微類星體發射高強度輻射的直接成因。光線在引力場中的偏折會形成引力透鏡現象，這使得人們能夠觀察到處於遙遠位置的同一個天體的多個成像。
引力波
廣義相對論還預言了引力波的存在(愛因斯坦於1918年寫的論文《論引力波》)，現已被直接觀測所證實。此外,廣義相對論還是現代宇宙學的膨脹宇宙模型的理論基礎。
時空關係
19世紀末由於牛頓力學和(蘇格蘭數學家)麥克斯韋(1831~1879年)電磁理論趨於完善，一些物理學家認爲“物理學的發展實際上已經結束”，但當人們運用伽利略變換解釋光的傳播等問題時，發現一系列尖銳矛盾，對經典時空觀產生疑問。愛因斯坦對這些問題，提出物理學中新的時空觀，建立了可與光速相比擬的高速運動物體的規律，創立相對論。 狹義相對論提出兩條基本原理。(1)光速不變原理：即在任何慣性系中，真空中光速c都相同，爲299,792,458m/s，與光源及觀察者的運動狀況無關。(2)狹義相對性原理：是指物理學的基本定律乃至自然規律，對所有慣性參考系來說都相同。
愛因斯坦的第二種相對性理論(1916年)。該理論認爲引力是由空間——時間彎曲的幾何效應(也就是，不僅考慮空間中的點之間，而是考慮在空間和時間中的點之間距離的幾何)的畸變引起的，因而引力場影響時間和距離的測量。
萬有引力
廣義相對論：是一種關於萬有引力本質的理論。愛因斯坦曾經一度試圖把萬有引力定律納入相對論的框架，幾經失敗後，他終於認識到，狹義相對論容納不了萬有引力定律。於是，他將狹義相對性原理推廣到廣義相對性，又利用在局部慣性系中萬有引力與慣性力等效的原理，建立了用彎曲時空的黎曼幾何描述引力的廣義相對論理論。
狹義相對論
狹義相對論與廣義相對論：狹義相對論只適用於慣性系，它的時空背景是平直的四維時空，而廣義相對論則適用於包括非慣性系在內的一切參考系，它的時空背景是彎曲的黎曼時空。
誕生背景
發展過程
愛因斯坦在1905年發表了一篇探討光線在狹義相對論中，重力和加速度對其影響的論文，廣義相對論的雛型就此開始形成。1912年，愛因斯坦發表了另外一篇論文，探討如何將重力場用幾何的語言來描述。至此，廣義相對論的運動學出現了。到了1915年， 愛因斯坦引力場方程發表了出來，整個廣義相對論的動力學才終於完成。
開場方程式解
1915年後，廣義相對論的發展多集中在解開場方程式上，解答的物理解釋以及尋求可能的實驗與觀測也佔了很大的一部份。但因爲場方程式是一個非線性偏微分方程，很難得出解來，所以在電腦開始應用在科學上之前，也只有少數的解被解出來而已。其中最著名的有三個解：史瓦西解、 雷斯勒——諾斯特朗姆解、克爾解。
三大驗證
在廣義相對論的實驗驗證上，有著名的三大驗證。在水星近日點的進動中，每百年43秒的剩餘進動長期無法得到解釋，被廣義相對論完滿地解釋清楚了。光線在引力場中的彎曲，廣義相對論計算的結果比牛頓理論正好大了1倍，愛丁頓和戴森的觀測隊利用1919年5月29日的日全食進行觀測的結果，證實了廣義相對論是正確的。再就是引力紅移，按照廣義相對論，在引力場中的時鐘要變慢，因此從恆星表面射到地球上來的光線，其光譜線會發生紅移，這也在很高精度上得到了證實。從此，廣義相對論理論的正確性被得到了廣泛地承認。
另外，宇宙的膨脹也創造出了廣義相對論的另一場高潮。從1922年開始，研究者們就發現場方程式所得出的解答會是一個膨脹中的宇宙，而愛因斯坦在那時自然也不相信宇宙會來漲縮，所以他便在場方程式中加入了一個宇宙常數來使場方程式可以解出一個穩定宇宙的解出來。但是這個解有兩個問題。在理論上，一個穩定宇宙的解在數學上不是穩定。另外在觀測上，1929年，哈勃發現了宇宙其實是在膨脹的，這個實驗結果使得愛因斯坦放棄了宇宙常數，並宣稱這是我一生最大的錯誤(the biggest blunder in my career)。
但根據最近的一形超新星的觀察，宇宙膨脹正在加速。所以宇宙常數似乎有再度復活的可能性，宇宙中存在的暗能量可能就必須用宇宙常數來解釋.
基本假設
簡單地說，廣義相對論的兩個基本原理是：一，等效原理：慣性力場與引力場的動力學效應是局部不可分辨的;二，廣義相對性原理：所有的物理定律在任何參考系中都取相同的形式。
