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即是說儘管從古典力學出發，通過計算中心質量對光子的古典散射也可以得到光線的偏折效應，但從這種古典方法得到的偏折角度只有廣義相對論結果的一半。 每一個愛因斯坦場方程式的解都是一個宇宙，這裡的宇宙含義既包括了整個空間，也包括了過去與未來——它們並不單單是反映某些事物的「快照」，而是所描述的時空的完全寫真。 每一個解在其專屬的特定宇宙中都能描述任意時間和任意位置的時空幾何和物質狀態。 出於這個表徵，愛因斯坦的理論看上去與其他大多數物理理論有所不同：大多數物理理論都需要指明一個物理系統的演化方程式（例如量子力學中的埃倫費斯特定理），即如果一個物理系統在給定時刻的狀態已知，其演化方程式能夠允許描述系統在過去和未來的狀態。 愛因斯坦理論中的重力場和其他場的更多區別還在於前者是自身交互作用的（是指它在沒有其他場出現時仍然還是非線性的），並且不具有固定的背景結構（在宇宙尺度上會發生演化）。
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關於這些解的背景和列表，參見Stephani et 愛的廣義相對論線上看小鴨2025 al. 2003；另一個更新的回顧討論是MacCallum 2006。 關於定義廣義相對性原理以及將其從廣義協變性的觀念中分離出來這一過程中所遇到的困難，參見Giulini 2006b。 愛的廣義相對論線上看小鴨 這段研究發展歷程請參見Pais 1982和Janssen 2005的第九章至第十五章；涵蓋當前最新研究並包含有最初版本的多個重印版都收集在Renn 2007中；在Renn 2005，p.
(狹義相對論的對稱性包含在龐加萊羣中，它除了包含有勞侖茲變換所包含的勞侖茲遞升和旋轉外還包含平移不變性。)在研究對象的速度接近光速或者高能的情形下這兩者的區別逐漸變得明顯。 在Wald 1984的第295頁給出了很多參考；這對於時空的穩定性問題而言非常重要——如果負質量態存在，那麼當平直的閔考斯基時空中的質量為零時將有可能向這些態演化。 對未來奇異點的約束條件自然地排除了像大爆炸奇異點這樣的初始奇異點的存在可能，而這些奇異點原則上在經過一定宇宙學上的時間尺度後，是可以被觀測者看到的。 宇宙監督假說首先見於Penrose 1969；教科書水平的解釋見於Wald 1984，pp. 更多的數值模擬結果參見評論Berger 2002，sec. 參見Kennefick 2005 以瞭解愛丁頓爵士的早期古典測量；關於現代更多更新的同類測量概述參見Ohanian & Ruffini 1994，chapter 4.3。
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恆星質量黑洞或超大質量黑洞對星際氣體和塵埃的吸積過程被認為是某些非常明亮的天體的形成機制，著名且多樣的例子包括星系尺度的活動星系核以及恆星尺度的微類星體。 在某些特定場合下吸積過程會在這些天體中激發強度極強的相對論性噴流，這是一種噴射速度可接近光速的且方向性極強的高能電漿束。 在對這些現象進行建立模型的過程中廣義相對論都起到了關鍵作用，而實驗觀測也為支持黑洞的存在以及廣義相對論做出的種種預言提供了有力證據。 演化方程式的觀念與廣義相對論性物理中的另一個方面緊密聯繫：在愛因斯坦的理論中，一個系統的總質量（或能量）這個看似簡單的概念無法找到一種普遍性的定義。 其原因在於，重力場原則上並不像其他的場那樣具有可以局域化的能量。
- 而後來的研究通過全域幾何揭示了更多的關於黑洞的普適性質：研究表明經過一段相當長的時間後黑洞都逐漸演化為一類相當簡單的可用十一個參數來確定的星體，包括能量、動量、角動量、某一時刻的位置和所帶電荷。
- 12.2；對於不需要在無限遠處時空性質的孤立系統，還存在直覺的定義，參見Ashtekar & Krishnan 2004。
- 這一性質可歸納為黑洞的唯一定理：「黑洞沒有毛髮」，即黑洞沒有像人類的不同髮型那樣的不同標記。
- 在歷經多次彎路和錯誤之後，他於1915年11月在普魯士科學院上作了發言，其內容正是著名的愛因斯坦重力場方程式。
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有些相對論效應與坐標的方向性有關，其一是測地線效應，例如一個在彎曲時空中作自由落體運動的陀螺的自轉軸會因此而改變，即使陀螺的自轉軸方向在運動過程中儘可能保持一直穩定（即所謂在曲面上作「平行輸運」）。 地球-月球系統的測地線效應已經通過月球雷射測距實驗得到驗證。 近年來物理學者通過重力探測器B衛星測量測試質量在地球重力場中的測地線效應，其結果和理論值的誤差小於0.3%。 從精確的史瓦西度規或採用更為一般的後牛頓力學近似形式也能夠推導出這種效應。 從本質上說，這種進動是由於重力對時空幾何的影響，以及對物體重力的自能量的貢獻（其意義包含在愛因斯坦場方程式的非線性中）。
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儘管這種能量損失一般相當緩慢，卻會使雙星逐漸接近，同時軌道週期也會減小。 在太陽系內的兩體系統或者一般的雙星中，這種效應十分微弱，難以觀測。 愛的廣義相對論線上看小鴨2025 然而對於一個密近脈衝雙星系統而言，在軌道運動中它們會發射極度規律的脈衝信號，地球上的接收者從而能夠將這個信號序列作為一個高度精確的時鐘。
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科學家認為這種模型能夠成為具有唯一性定義且自洽的量子重力理論的基礎。 廣義相對論還預言了其他類型的視界模型：在一個膨脹宇宙中，觀察者可能會發現過去的某些區域不能被觀測（所謂「粒子視界」），而未來的某些區域不能被影響（事件視界）。 即使是在平直的閔考斯基時空中，當觀察者處於一個加速的參考系時也會存在視界，這些視界也會伴隨有半古典理論中的盎魯輻射。
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在弱重力場並且速度遠小於光速的前提下，相對論的結果和牛頓古典理論的結果是重合的。 某些廣義相對論的替代理論在基於同樣的前提下通過附加其他準則或約束得到了形式不一樣的重力場方程式，例如愛因斯坦-嘉當理論。 理解廣義相對論的最佳方法之一是從古典力學出發比較兩者的異同點：這種方法首先需要認識到古典力學和牛頓重力也可以用幾何語言來描述，而將這種幾何描述和狹義相對論的基本原理放在一起對理解廣義相對論具有啟發性作用。 關於恆星演化的最終階段參見Oppenheimer & Snyder 1939，以及Font 2003，sec.
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例如，星體經過重力塌縮形成黑洞的過程非常複雜，但最終形成的黑洞的屬性卻相當簡單。 反過來，原則上講也可以通過觀察物體的運動狀態和外力作用（如附加的電磁力或摩擦力等）來判斷物體的慣性運動性質，從而用來定義物體所處的時空幾何。 5；以及對銀河系中心的超大質量黑洞的事件視界的「陰暗」部分的搜索觀測正在積極進行中，參見Falcke, Melia & Agol 2000. 所有這些嘗試性候選理論都仍有形式上和概念上的主要問題需要解決，而且它們都在面臨一個共同的問題，即至今還沒有辦法從實驗上驗證量子重力理論的預言，進而無法通過多個理論之間某些預言的不同來判別其正確性。
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情人與孩子，讓老馬有了「家」的責任感，因為一份溫柔，讓他改變了自己的人生，同時也可以說，放棄了自己某部分的人生。 參見Bartusiak 2000瞭解到2000年為止的重力波探測，更新的結果可見於各大重力波探測計劃主頁，例如GEO 600 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）和LIGO （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）。 參見Gourgoulhon 2007；並參見數值相對論的基礎回顧Lehner 2001，其中還包含從愛因斯坦方程式特性引發的問題。 黑洞存在量子輻射的事實最早是在Hawking 1975中推導出的；一個更全面的推導可見於Wald 1975；相關回顧評論參見Wald 2001第三章。
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射入重力勢阱中的光會發生藍移，而相反從勢阱中射出的光會發生紅移；歸納而言這兩種現象被稱作重力紅移。 更一般地講，當有一個大質量物體存在時，對於同一個過程在距離大質量物體更近時會比遠離這個物體時進行得更慢，這種現象叫做重力時間膨脹。 廣義相對論是用張量表示的，這是其廣義協變性的體現：廣義相對論的定律——以及在廣義相對論框架中得到的物理定律——在所有參考系中具有相同的形式。 並且，廣義相對論本身並不包含任何不變的幾何背景結構，這使得它能夠滿足更嚴格的廣義相對性原理：物理定律的形式在所有的觀察者看來都是相同的。 而廣義相對論認為在局域由於有等效原理的要求，時空是閔考斯基性的，物理定律具有局域勞侖茲不變性。
在數值相對論這一分支中，人們使用高性能的計算機來數值模擬時空幾何，以用於數值求解兩個黑洞碰撞等有趣場合下的愛因斯坦場方程式。 原則上只要計算機的運算能力足夠強大，數值相對論的方法就可以應用到任何系統中，從而有可能對裸奇異點等基礎問題做出解答。 另一種求得近似解的方法是藉助於像線性化重力和後牛頓力學近似方法這樣的微擾理論，這兩種微擾方法都是由愛因斯坦發展的，其中後者為求解時空內分佈的物體速度遠小於光速時的時空幾何提供了系統的方法。
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這些線性化的重力波是可以進行傅立葉分解的，對這些重力波信號進行的數據分析正是基於這個原理。 廣義相對論對物理學的影響非常深遠，其引發了諸多理論和實驗的研究成果。 其中一部分是從廣義相對論的定律中直接導出的，而有些則從廣義相對論發表至今經過長久的研究才逐漸變得明朗。
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有關相對論性噴流的介紹參見Begelman, Blandford & Rees 1984。 有趣的是，對於一個距離遙遠的觀測者而言，某些相對論性噴流的速度看上去甚至超過了光速；但這其實是一種光學上的幻象而並不違反相對論，參見Rees 1966。 關於數值相對論方法的簡要介紹參見Lehner 2002，而Seidel 1998介紹了數值相對論與重力波天文學之間的銜接關係。 ）推導出了這些效應，參見 Einstein 1907和Pais 1982，pp. 按照需要的數學水平從低到高排序，參考讀物包括Giulini 2005，Mermin 2005，以及 Rindler 1991；相關的精確實驗測量參見Ehlers & Lämmerzahl 2006的第四部分。
不過在當前的測量精度下，人們還不能從中判斷這些觀測到底更支持廣義相對論還是同樣滿足等效原理的其他替代理論。 在愛因斯坦場方程式和一個附加描述物質屬性的方程式（類似於馬克士威方程組和介質的本構方程式）同時已知的前提下，愛因斯坦場方程式的解包含有一個確定的半黎曼流形（通常由特定坐標下得到的度規給出），以及一個在這個流形上定義好的物質場。 物質和時空幾何一定滿足愛因斯坦場方程式，因此特別地物質的能量-動量張量的協變散度一定為零。 因此可以將愛因斯坦場方程式的解簡單理解為一個由廣義相對論制約的宇宙模型，其內部的物質還同時滿足附加的物理定律。 思考一個系統的總質量中被重力波攜帶至無限遠處的能量，如果不將這能量納入計算，得到的結果叫做零性無限遠處的邦迪質量。 這些定義而來的質量被舍恩和丘成桐的正質量定理證明是正值，而動量和角動量也具有全域的相應定義。
重力紅移已經在實驗室中及在天文觀測中得到證實和測量，而地球重力場中的重力時間延緩效應也已經通過原子鐘進行過多次測量。 當前的測量表明地球重力場的時間延緩會對全球定位系統的運行產生一定影響。 愛的廣義相對論線上看小鴨2025 這種效應在強重力場中的測試是通過對脈衝雙星的觀測完成的，所有的實驗結果都和廣義相對論相符。