Các mô hình dựa trên thuyết tương đối rộng đóng một vai trò quan trọng trong thiên văn vật lý, và sự thành công của những mô hình này là những bằng chứng cụ thể trong tương lai về sự đúng đắn của lý thuyết.

Thấu kính hấp dẫn

Chữ thập Einstein: bốn bức ảnh của cùng một đối tượng thiên văn, tạo ra bởi thấu kính hấp dẫn

Từ ánh sáng bị bẻ cong trong trường hấp dẫn, nên có những khả năng cho ánh sáng của các thiên thể ở xa truyền đến người quan sát theo hai hoặc nhiều đường khác nhau. Ví dụ, ánh sáng từ các thiên thể ở xa như quasar có thể vượt qua một phía của một thiên hà lớn và bị lệch đi một chút khi đến được người quan sát trên Trái Đất, trong khi ánh sáng truyền qua phía bên kia của cùng một thiên hà cũng bị lệch đi một lượng tương tự, đến cùng một người quan sát với độ lệch theo hướng khác. Kết quả là, một người quan sát với vị trí đặc biệt sẽ nhìn thấy một thiên thể trong hai vị trí khác nhau trên bầu trời đêm. Kiểu hội tụ này đã được biết đến với thấu kính quang học, và do vậy tương ứng với hiệu ứng hấp dẫn gọi là thấu kính hấp dẫn.[33]

Quan sát thiên văn sử dụng hiệu ứng này là một công cụ quan trọng để nhận biết được thiên thể tạo ra thấu kính. Thậm chí trong trường hợp thiên thể không thể quan sát trực tiếp được trong các bước sóng điện từ, hình dạng của bức ảnh thu được cung cấp những thông tin về sự phân bố khối lượng tương ứng với sự lệch ánh sáng. Đặc biệt, thấu kính hấp dẫn cung cấp một cách đo sự phân bố của vật chất tối, do chúng không phát ra một bức xạ điện từ nào và chỉ có thể biết được nhờ những ảnh hưởng hấp dẫn của chúng lên sự lan truyền ánh sáng của các thiên thể ở xa, phía sau vật chất tối. Một ứng dụng đặc biệt hấp dẫn đó là những quan sát trên khoảng cách lớn, nơi sự phân bố các thấu kính khối lượng khổng lồ được trải rộng trên không gian lớn của vũ trụ quan sát được, và có thể được sử dụng để thu thập thông tin về các tính chất và sự tiến hóa trên khoảng cách lớn của vũ trụ.[34]

Sóng hấp dẫn

Sóng hấp dẫn, một hệ quả trực tiếp của lý thuyết Einstein, là sự biến dạng hình học của không thời gian được lan truyền đi với vận tốc ánh sáng, hay còn được coi là những gợn sóng của không thời gian. Chúng không nên bị nhầm lẫn với sóng trọng lực trong động lực học chất lỏng, đây là một khái niệm khác hoàn toàn.

Hiệu ứng của sóng hấp dẫn đã được xác định một cách gián tiếp trong những quan sát kĩ lưỡng về các sao đôi. Những cặp sao này quay xung quanh quỹ đạo của nhau, và như vậy dần mất năng lượng quỹ đạo do quá trình phát ra sóng hấp dẫn. Đối với các ngôi sao thông thường như Mặt Trời, năng lượng mất đi này quá nhỏ để có thể xác định được, nhưng năng lượng mất đi do sóng hấp dẫn đã được xác định năm 1974 trong một hệ sao đôi gọi là hệ PSR1913+16. Trong hệ này, có một ngôi sao quay quanh một sao xung. Điều này dẫn đến hai hệ quả: một sao xung là một thiên thể vô cùng đậm đặc còn gọi là sao neutron, mà đối với nó sự phát ra sóng hấp dẫn mạnh hơn so với các sao thông thường. Mặt khác, một sao xung cũng phát ra một tia hẹp bức xạ điện từ từ các cực từ của nó. Khi sao xung quay, tia này quét qua Trái Đất, và thu được một chuỗi các xung vô tuyến rất đều, giống như các con tàu trên đại dương nhìn thấy sự nhấp nháy sáng của ngọn đèn biển. Phần đều đặn của những xung vô tuyến này có chức năng như là một "đồng hồ" với độ chính xác rất cao. Nó có thể dùng để tính chu kì quỹ đạo của hệ sao đôi này, và nó chịu tác động nhạy với sự biến dạng của không-thời gian trong môi trường lân cận của nó.

Nhờ sự khám phá ra PSR1913+16, Russell Hulse và Joseph Taylor, đã được trao giải Nobel Vật lý năm 1993. Từ đó đến nay, một vài hệ sao xung đôi khác đã được khám phá ra. Những hệ hiệu quả nhất đó là hệ có cả hai ngôi sao đều là sao xung, do chúng cung cấp các kiểm nghiệm thuyết tương đối tổng quát một cách chính xác nhất.[35]

Hiện tại, một trong những mục đích nghiên cứu chính trong thuyết tương đối đó là sự xác định trực tiếp sóng hấp dẫn. Để đạt được điều này, một số các trung tâm mặt đất đặt các máy dò sóng hấp dẫn đang hoạt động, và có một phi vụ phóng một thiết bị dò trong không gian, LISA, hiện tại đang được phát triển với phi vụ tiền nhiệm LISA Pathfinder được phóng lên năm 2015 đã cho những kết quả vượt xa kỳ vọng. Nếu các sóng hấp dẫn được xác định một cách trực tiếp, chúng có thể được sử dụng để thu thập thông tin về các thiên thể nặng, chặt như các sao neutron và lỗ đen, và cũng có thể để khám phá trạng thái nguyên thủy của vũ trụ chỉ sau một thời gian ngắn sau vụ nổ Big Bang.[36]

Các lỗ đen

Lỗ đen-cung cấp năng lượng cho tia phát ra từ vùng trung tâm của thiên hà M87

Khi khối lượng được tập trung trong một vùng không gian đủ nhỏ, thuyết tương đối tổng quát tiên đoán sự hình thành của một lỗ đen;- một vùng không thời gian với trường hấp dẫn rất mạnh ngay cả ánh sáng cũng không thoát ra được. Có những loại lỗ đen được nghĩ là trạng thái cuối cùng trong sự tiến hóa của các ngôi sao khối lượng lớn. Mặt khác, các lỗ đen siêu khối lượng với khối lượng từ vài triệu lần đến vài tỉ lần khối lượng Mặt Trời được cho là hầu hết nằm trong nhân của các thiên hà, và chúng đóng một vai trò quan trọng trong các mô hình hiện nay về sự hình thành của các thiên hà trong quá khứ hàng tỉ năm.[37]

Vật chất rơi vào một thiên thể đặc là một trong những cơ chế hữu hiệu nhất để giải phóng năng lượng dưới dạng các bức xạ, và vật chất rơi vào lỗ đen được nghĩ là nguyên nhân cho một số hiện tượng thiên văn chụp ảnh được sáng nhất. Những ví dụ điển hình làm hứng khởi các nhà thiên văn là các quasar và những loại nhân thiên hà hoạt động. Trong những điều kiện phù hợp, vật chất rơi vào lỗ đen tích tụ lại xung quanh nó có thể dẫn đến sự hình thành tia, đó là một luồng vật chất bị thổi bay vào không gian ở vận tốc gần bằng vận tốc ánh sáng.[38]

Có một vài tính chất làm cho lỗ đen là một nguồn hứa hẹn của sóng hấp dẫn. Một lý do đó là các lỗ đen là các thiên thể đặc nhất mà có thể là một phần của một hệ đôi; kết quả là sóng hấp dẫn phát ra bởi những hệ này rất mạnh. Một lý do khác là theo một định lý gọi là định lý đơn trị lỗ đen: theo thời gian, các lỗ đen còn lại chỉ một tập hợp tối thiểu các đặc tính phân biệt được (giống như các kiểu tóc khác nhau một phần quan trọng làm cho mỗi người có diện mạo khác nhau, nên những định này được gọi là định lý "không tóc"). Ví dụ, trong thời gian dài, sự suy sụp của một vật chất giả thiết là hình lập phương sẽ không tạo ra một lỗ đen hình lập phương. Do đó lỗ đen được tạo ra sẽ không thể phân biệt được với một lỗ đen được tạo ra từ sự suy sụp của một vật chất dạng hình cầu, nhưng sẽ có một sự khác biệt quan trọng: trong quá trình biến đổi sang dạng cầu, lỗ đen hình thành từ một hình lập phương sẽ phát ra các sóng hấp dẫn.[39]

Vũ trụ học

Bức ảnh chụp bức xạ phát ra chỉ vài trăm nghìn năm sau Big Bang, do kính viễn vọng không gian WMAP chụp.

Một trong những vai trò quan trọng nhất của thuyết tương đối rộng là nó có áp dụng cho toàn bộ vũ trụ. Một trong những điểm chính là, trên những khoảng cách lớn, vũ trụ của chúng ta hiện lên được xây dựng dọc theo những đường rất đơn giản: Tất cả những quan sát hiện nay cho thấy rằng, về trung bình, cấu trúc của vũ trụ xấp xỉ giống nhau, không phụ thuộc vào vị trí của người quan sát hay hướng quan sát: vũ trụ là xấp xỉ đồng nhất và đẳng hướng. Những vũ trụ tương đối đơn giản như vậy có thể được miêu tả bằng những nghiệm đơn giản của phương trình Einstein. Các mô hình vũ trụ học hiện tại của vũ trụ được dựng lên bằng cách kết hợp những nghiệm đơn giản của thuyết tương đối tổng quát với các lý thuyết mô tả các tính chất của vật chất trong vũ trụ, như nhiệt động học, vật lý hạt nhân và vật lý hạt. Theo những mô hình này, vũ trụ hiện tại của chúng ta sinh ra từ một trạng thái nhiệt độ cực cao, cực kì đậm đặc (vụ nổ Big Bang) cách đây khoảng 14 tỷ năm trước, và vẫn đang tiếp tục giãn nở kể từ đó đến giờ.[40]

Phương trình trường Einstein có thể được tổng quát hóa bằng cách thêm vào một số hạng gọi là hằng số vũ trụ học. Khi xuất hiện số hạng này, chân không tự nó được coi là một nguồn của hấp dẫn hoặc, không thông thường, là trường hấp dẫn đẩy. Einstein là người đầu tiên đưa ra số hạng này trong quá trình nghiên cứu về vũ trụ của ông năm 1917, với một động cơ xác định: vũ trụ thời bấy giờ được nghĩ là tĩnh, nên ông thêm vào hằng số này để có thể thiết lập một mô hình vũ trụ theo mô tả của thuyết tương đối tổng quát. Nhưng khi có những chứng cứ quan sát cho thấy vũ trụ không phải là tĩnh, mà đang mở rộng, Einstein đã ngay lập tức từ bỏ hằng số này; nhưng có lẽ đây là một suy nghĩ hơi vội vàng, như chúng ta biết ngày nay: Từ năm 1998 đến nay, có một tập hợp các chứng cứ quan sát thiên văn ổn định chỉ ra rằng sự giãn nở của vũ trụ đang được gia tốc và cho thấy sự tồn tại của hằng số vũ trụ hoặc, một cách tương đương, năng lượng tối với một tính chất đặc biệt đó là chúng lan tràn khắp trong không gian.[41]