原理
等效原理：分為弱等效原理和強等效原理，弱等效原理認為慣性力場與引力場的動力學效應是局部不可分辨的。強等效原理認為，則将“動力學效應”提升到“任何物理效應”。要強調，等效原理僅對局部慣性系成立，對非局部慣性系等效原理不一定成立。
廣義相對性原理：物理定律的形式在一切參考系都是不變的。該定理是狹義相對性原理的推廣。在狹義相對論中，如果我們嘗試去定義慣性系，會出現死循環：一般地，不受外力的物體，在其保持靜止或勻速直線運動狀态不變的坐标系是慣性系；但如何判定物體不受外力？回答隻能是，當物體保持靜止或勻速直線運動狀态不變時，物體不受外力。很明顯，邏輯出現了難以消除的死循環。這說明對于慣性系，人們無法給出嚴格定義，這不能不說是狹義相對論的嚴重缺憾。為了解決這個問題，愛因斯坦直接将慣性系的概念從相對論中剔除，用“任何參考系”代替了原來狹義相對性原理中“慣性系”。
廣義相對論是基于狹義相對論的。如果後者被證明是錯誤的，整個理論的大廈都将垮塌。
為了理解廣義相對論，我們必須明确質量在經典力學中是如何定義的。
首先，讓我們思考一下質量在日常生活中代表什麼。“它是重量”？事實上，我們認為質量是某種可稱量的東西，正如我們是這樣度量它的：我們把需要測出其質量的物體放在一架天平上。我們這樣做是利用了質量的什麼性質呢？是地球和被測物體相互吸引的事實。這種質量被稱作“
引力質量”(m1:m2=F1:F2)。我們稱它為“引力的”是因為它決定了宇宙中所有星星和恒星的運行：地球和太陽間的引力質量驅使地球圍繞後者作近乎圓形的環繞運動。
試着在一個平面上推你的汽車。你不能否認你的汽車強烈地反抗着你要給它的加速度。這是因為你的汽車有一個非常大的質量。移動輕的物體要比移動重的物體輕松。質量也可以用另一種方式定義：“它反抗加速度”。這種質量被稱作“慣性質量”(m=F/a,注:這不是牛頓定律,隻是一種測量質量的方法)。
因此我們得出這個結論：我們可以用兩種方法度量質量。要麼我們稱它的重量（非常簡單），要麼我們測量它對加速度的抵抗(使用力與加速度的比值)。
引力質量與慣性質量
人們做了許多實驗以測量同一物體的慣性質量和引力質量。所有的實驗結果都得出同一結論：慣性質量等于引力質量(實際上是成正比,調整系數後,就變成"等于"了,這麼做是為了方便計算)。
牛頓自己意識到這種質量的等同性是由某種他的理論不能夠解釋的原因引起的。但他認為這一結果是一種簡單的巧合。與此相反，愛因斯坦發現這種等同性中存在着一條取代牛頓理論的通道。
日常經驗驗證了這一等同性：兩個物體（一輕一重）會以相同的速度“下落”。然而重的物體受到的地球引力比輕的大。那麼為什麼它不會“落”得更快呢？因為它對加速度的抵抗更強。結論是，引力場中物體的加速度與其質量無關。伽利略是第一個注意到此現象的人。重要的是你應該明白，引力場中所有的物體“以同一加速度下落”是（經典力學中）慣性質量和引力質量等同的結果。
關注一下“下落”這個表述。物體“下落”是由于地球的引力質量産生了地球的引力場。兩個物體在所有相同的引力場中的加速度相同。不論是月亮的還是太陽的，
它們以相同的比率被加速。這就是說它們的速度在每秒鐘内的增量相同。（加速度是速度每秒的增加值）
引力質量和慣性質量的等同性
愛因斯坦一直在尋找“引力質量與慣性質量相等”的解釋。為了這個目标，他作出了被稱作“等同原理”的第三假設。它說明：如果一個慣性系相對于一個伽利略系被均勻地加速，那麼我們就可以通過引入相對于它的一個均勻引力場而認為它（該慣性系）是靜止的。
讓我們來考查一個慣性系K’，它有一個相對于伽利略系的均勻加速運動。在K 和K’周圍有許多物體。此物體相對于K是靜止的。因此這些物體相對于K’有一個相同的加速運動。這個加速度對所有的物體都是相同的，并且與K’相對于K的加速度方向相反。我們說過，在一個引力場中所有物體的加速度的大小都是相同的，因此其效果等同于K’是靜止的并且存在一個均勻的引力場。
因此如果我們确立等同原理，物體的兩種質量相等隻是它的一個簡單推論。 這就是為什麼（質量）等同是支持等同原理的一個重要論據。
第四個原理
通過假定K’靜止且引力場存在，我們将K’理解為一個伽利略系，（這樣我們就可以）在其中研究力學規律。由此愛因斯坦确立了他的第四個原理。
實驗檢驗
水星近日點進動
1859年，天文學家勒威耶（Le Verrier）發現水星近日點進動的觀測值，比根據牛頓定律計算的理論值每百年快38角秒。他猜想可能在水星以内還有一顆小行星，這顆小行星對水星的引力導緻兩者的偏差。可是經過多年的搜索，始終沒有找到這顆小行星。1882年，紐康姆（S.Newcomb）
經過重新計算，得出水星近日點的多餘進動值為每百年43角秒。他提出，有可能是水星因發出黃道光的彌漫物質使水星的運動受到阻力。但這又不能解釋為什麼其他幾顆
行星也有類似的多餘進動。紐康姆于是懷疑引力是否服從平方反比定律。後來還有人用電磁理論來解釋水星近日點進動的反常現象，都未獲成功。
1915年，愛因斯坦根據廣義相對論把行星的繞日運動看成是它在太陽引力場中的運動，由于太陽的質量造成周圍空間發生彎曲，使行星每公轉一周近日點進動為：
ε=24π2a2/T2c2（1-e2）
其中a為行星軌道的長半軸，c為光速，以cm/s表示，e為偏心率，T為公轉周期。對于水星，計算出ε=43″/百年，正好與紐康姆的結果相符，一舉解決了牛頓引力理論多年未解決的懸案。這個結果當時成了廣義相對論最有力的一個證據。水星是最接近太陽的内行星。離中心天體越近，引力場越強，時空彎曲的曲率就越大。再加上水星運動軌道的偏心率較大，所以進動的修正值也比其他行星為大。後來測到的金星，地球和小行星伊卡魯斯的多餘進動跟理論計算也都基本相符。
光線在引力場中的彎曲
1911年愛因斯坦在《引力對光傳播的影響》一文中讨論了光線經過太陽附近時由于太陽引力的作用
會産生彎曲。他推算出偏角為0.83″，并且指出這一現象可以在日全食進行觀測。1914年德國天文學家弗勞德（E.F.Freundlich）領隊去克裡木半島準備對當年八月間的日全食進行觀測，正遇上第一次世界大戰爆發，觀測未能進行。幸虧這樣，因為愛因斯坦當時隻考慮到等價原理，計算結果小了一半。1916年愛因斯坦根據完整的廣義相對論對光線在引力場中的彎曲重新作了計算。他不僅考慮到太陽引力的作用，還考慮到太陽質量導緻空間幾何形變，光線的偏角為：α=1″.75R0/r，其中R0為太陽半徑，r為光線到太陽中心的距離。
1919年日全食期間，英國皇家學會和英國皇家天文學會派出了由愛丁頓（A.S.Eddington）等人率領的兩支觀測隊分赴西非幾内亞灣的普林西比島（Principe）和巴西的索布臘兒爾（Sobral）兩地觀測。經過比較，兩地的觀測結果分别為1″.61±0″.30和1″.98±0″.12。把當時測到的偏角數據跟愛因斯坦的理論預期比較，基本相符。這種觀測精度太低，而且還會受到其他因素的幹擾。人們一直在找日全食以外的可能。20世紀60年代發展起來的射電天文學帶來了希望。用射電望遠鏡發現了類星射電源。1974年和1975年對類星體觀測的結果，理論和觀測值的偏差不超過百分之一。
光譜線的引力紅移
廣義相對論指出，在強引力場中時鐘要走得慢些，因此從巨大質量的星體表面發射到地球上的光線，會向光譜的紅端移動。愛因斯坦1911年在《引力對光傳播的影響》一文中就讨論了這個問題。他以Φ表示太陽表面與地球之間的引力勢差，ν0、ν分别表示光線在太陽表面和到達地球時的頻率，得：
（ν0 -ν）/ν=-Φ/c2=2×10－6.
愛因斯坦指出，這一結果與法布裡（C.Fabry）等人的觀
測相符，而法布裡當時原來還以為是其它原因的影響。
1925年，美國威爾遜山天文台的亞當斯（W.S.Adams）觀測了天狼星的伴星天狼A。這顆伴星是所謂的白矮星，其密度比鉑大二千倍。觀測它發出的譜線，得到的頻移與廣義相對論的預期基本相符。
1958年，穆斯堡爾效應得到發現。用這個效應可以測到分辨率極高的r射線共振吸收。1959年，龐德（R.V.Pound）和雷布卡（G.Rebka）首先提出了運用穆斯堡爾效應檢測引力頻移的方案。接着，他們成功地進行了實驗，得到的結果與理論值相差約百分之五。
用原子鐘測引力頻移也能得到很好的結果。1971年，海菲勒（J.C.Hafele）和凱丁（R.E.Keating）用幾台铯原子鐘比較不同高度的計時率，其中有一台置于地面作為參考鐘，另外幾台由民航機攜帶登空，在1萬米高空沿赤道環繞地球飛行。實驗結果與理論預期值在10%内相符。1980年魏索特（R.F.C.Vessot）等人用氫原子鐘做實驗。他們把氫原子鐘用火箭發射至一萬公裡太空，得到的結果與理論值相差隻有±7×10^-5。
雷達回波延遲
光線經過大質量物體附近的彎曲現象可以看成是一種折射，相當于光速減慢，因此從空間某一點發出的信号，如果途經太陽附近，到達地球的時間将有所延遲。1964年，夏皮羅（I.I.Shapiro）首先提出這個建議。他的小組先後對水星、金星與火星進行了雷達實驗，證明雷達回波确有延遲現象。開始有人用人造天體作為反射靶，實驗精度有所改善。這類實驗所得結果與廣義相對論理論值比較，相差大約1%。用天文學觀測檢驗廣義相對論的事例還有許多。例如：引力波的觀測和雙星觀測，有關宇宙膨脹的哈勃定律，黑洞的發現，中子星的發現，微波背景輻射的發現等等。通過各種實驗檢驗，廣義相對論越來越令人信服。然而，有一點應該特别強調：我們可以用一個實驗否定某個理論，卻不能用有限數量的實驗最終證明一個理論；一個精确度并不很高的實驗也許就可以推翻某個理論，卻無法用精确度很高的一系列實驗最終肯定一個理論。對于廣義相對論的是否正确，人們必須采取非常謹慎的态度，嚴格而小心地作出合理的結論。
第四假設
愛因斯坦的第四假設是其第一假設的推廣。它可以這樣表述：自然法則在所有的系中都是相同的。
不可否認，宣稱所有系中的自然規律都是相同的比稱隻有在伽利略系中自然規律相同聽起來更“自然”。但是我們不知道（外部）是否存在一個伽利略系。
這個原理被稱作“廣義相對論原理”
死亡電梯
讓我們假想一個在摩天大樓内部自由下落的電梯，裡面有一個蠢人。 這人讓他的表和手絹同時落下。會發生什麼呢？對于一個電梯外以地球為參照系的人來說，表、手絹、人和電梯正以完全一緻的速度下落。（讓我們複習一下：依據等同性原理，引力場中物體的運動不依賴于它的質量。）所以表和地闆，手絹和地闆，人和表，人和手絹的距離固定不變。因此對于電梯裡的人而言，表和手絹将呆在他剛才扔它們的地方。
如果這人給他的手表或他的手絹一個特定的速度，它們将以恒定的速度沿直線運動。電梯表現得象一個伽利略系。然而，這不會永遠持續下去。遲早電梯都會撞碎，電梯外的觀察者将去參加一個意外事故的葬禮。
現在我們來做第二個理想化的試驗：我們的電梯遠離任何大質量的物體。比如，正在宇宙深處。我們的大蠢蛋從上次事故中逃生。他在醫院呆了幾年後，決定重返電梯。突然一個生物開始拖動這個電梯。經典力學告訴我們：恒力将産生恒定的加速度。（對于非常高速的情況這條規律不适用。因為一個物體的質量随速度增加而增大。在我們這個試驗中我們假定它是正确的。）由此，電梯在伽利略系中将有一個加速運動。
我們的天才傻瓜呆在電梯裡讓他的手絹和手表下落。電梯外伽利略系中的人認為手表和手絹會撞到地闆上。這是由于地闆因其加速度而向它們（手絹和手表）撞過來。事實上，電梯外的人将會發現表和地闆以及手絹和地闆間的距離以相同的速率在減小。另一方面，電梯裡的人會注意到他的手表和手絹有相同的加速度，他會把這歸因于引力場。
這兩種解釋看起來似乎一樣：一邊是一個加速運動，另一邊是一緻的運動和引力場。
讓我們再做一個實驗來證明引力場的存在。一束光通過窗戶射在對面的牆上。我們的兩位觀察者是這樣解釋的：
在電梯外的人告訴我們：光通過窗戶以恒定的速度（當然了！）沿一條直線水平地射進電梯，照在對面的牆上。但由于電梯正在向上運動，所以光線的照射點應在此入射點稍下的位置上。
電梯裡的人說：我們處于引力場中。由于光沒有質量，它不會受引力場的影響，它會恰好落在入射點正對的點上。
噢！問題出現了。兩個觀察者的意見不一緻。然而在電梯裡的人犯了個錯誤。他說光沒有質量，但光有能量，而能量有一個質量（記住一焦耳能量的質量是：M=E/C^2）因此光将有一個向地闆彎曲的軌迹，正象外部的觀察者所說的那樣。
由于能量的質量極小（C^2=300，000，000×300，000，000），這種現象隻能在非常強的引力場附近被觀察到。這已經被證實：由于太陽的巨大質量，光線在靠近太陽時會發生彎曲。這個試驗是愛因斯坦理論（廣義相對論）的首次實證。
從所有這些實驗中我們得出結論：通過引入一個引力場我們可以把一個加速系視為伽利略系。将其引伸，我們認為它對所有的運動都适用，不論它們是旋轉的（向心力被解釋為引力場）還是不均勻加速運動（對不滿足黎曼（Riemann）條件的引力場通過數學方法加以轉換）。你看，廣義相對論與實踐處處吻合。
上述例子取自 “L'évolution des idées en Physique” 愛因斯坦和 Leopold Infeld 着。
物理應用
引力透鏡
愛因斯坦十字：同一個天體在引力透鏡效應下的四個成像
引力場中光線的偏折效應是一類新的天文現象的原因。當觀測者與遙遠的觀測天體之間
還存在有一個大質量天體，當觀測天體的質量和相對距離合适時觀測者會看到多個扭曲的天體成像，這種效應被稱作引力透鏡。受系統結構、尺寸和質量分布的影響，成像可以是多個，甚至可以形成被稱作愛因斯坦環的圓環，或者圓環的一部分弧。最早的引力透鏡效應是在1979年發現的，至今已經發現了超過一百個引力透鏡。即使這些成像彼此非常接近以至于無法分辨——這種情形被稱作微引力透鏡——這種效應仍然可通過觀測總光強變化測量到，很多微引力透鏡也已經被發現。
引力波
藝術家的構想圖：激光空間幹涉引力波探測器LISA對脈沖雙星的觀測是間接證實引力波存在的有力證據（參見上文軌道衰減一節），然而對來自宇宙深處的引力波的直接觀測始終未能實現，這也成為了相對論前沿研究的主要課題之一。已經有相當數量的地面引力波探測器投入運行，最著名的是GEO600、LIGO（包括三架激光幹涉引力波探測器）、TAMA300和VIRGO；而美國和歐洲合作的空間激光幹涉探測器LISA正處于開發階段，其先行測試計劃LISA探路者（LISAPathfinder）将于2009年底之前正式發射升空。
對引力波的探測将在很大程度上擴展基于電磁波觀測的傳統觀測天文學的視野，人們能夠通過探測到的引力波信号了解到其波源的信息。這些從未被真正了解過的信息可能來自于黑洞、中子星或白矮星等緻密星體，可能來自于某些超新星爆發，甚至可能來自宇宙誕生極早期的暴漲時代的某些烙印，例如假想的宇宙弦。
黑洞和其它
基于廣義相對論理論的計算機模拟一顆恒星坍縮為黑洞并釋放出引力波的過程廣義相對論預言了黑洞的存在，即當一個星體足夠緻密時，其引力使得時空中的一塊區域極端扭曲以至于光都無法逸出。在當前被廣
為接受的恒星演化模型中，一般認為大質量恒星演化的最終階段的情形包括1.4倍左右太陽質量的恒星演化為中子星，而數倍至幾十倍太陽質量的恒星演化為恒星質量黑洞。具有幾百萬倍至幾十億倍太陽質量的超大質量黑洞被認為定律性地存在于每個星系的中心，一般認為它們的存在對于星系及更大的宇宙尺度結構的形成具有重要作用。
在天文學上緻密星體的最重要屬性之一是它們能夠極有效率地将引力能量轉換為電磁輻射。恒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恒星尺度的微類星體。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等離子束。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。
黑洞也是引力波探測的重要目标之一：黑洞雙星的合并過程可能會輻射出能夠被地球上的探測器接收到的某些最強的引力波信号，并且在雙星合并前的啁啾信号可以被當作一種“标準燭光”從而來推測合并時的距離，并進一步成為在大尺度上探測宇宙膨脹的一種手段。而恒星質量黑洞等小質量緻密星體落入超大質量黑洞的這一過程所輻射的引力波能夠直接并完整地還原超大質量黑洞周圍的時空幾何信息。
宇宙學
威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）拍攝的全天微波背景輻射的溫度漲落現代的宇宙模型是基于帶有宇宙常數的愛因斯坦場方程建立的，宇宙常數的值對大尺度的宇宙動力學有着重要影響。
這個經修改的愛因斯坦場方程具有一個各向同性并均勻的解：弗裡德曼-勒梅特-羅伯遜-沃爾克度規，在這個解的基礎上物理學家建立了從一百四十億年前熾熱的大爆炸中演化而來的宇宙模型。隻要能夠将這個模型中為數不多的幾個參數（例如宇宙的物質平均密度）通過天文觀測加以确定，人們就能從進一步得到的實驗數據檢驗這個模型的正确性。這個模型的很多預言都是成功的，這包括太初核合成時期形成的化學元素初始豐度、宇宙的大尺度結構以及早期的宇宙溫度在今天留下的“回音”：宇宙微波背景輻射。
從天文學觀測得到的宇宙膨脹速率可以進一步估算出宇宙中存在的物質總量，不過有關宇宙中物質的本性還是一個有待解決的問題。估計宇宙中大約有90%以上的物質都屬于暗物質，它們具有質量（即參與引力相互作用），但不參與電磁相互作用，即它們無法（通過電磁波）直接觀測到。在已知的粒子物理或其他什麼理論的框架中還沒有辦法對這種物質做出令人滿意的
描述。另外，對遙遠的超新星紅移的觀測以及對宇宙微波背景輻射的測量顯示，我們的宇宙的演化過程在很大程度上受宇宙常數值的影響，而正是宇宙常數的值決定了宇宙的加速膨脹。換句話說，宇宙的加速膨脹是由具有非通常意義下的狀态方程的某種能量形式決定的，這種能量被稱作暗能量，其本性也仍然不為所知。
在所謂暴漲模型中，宇宙曾在誕生的極早期（～10-33秒）經曆了劇烈的加速膨脹過程。這個在于二十世紀八十年代提出的假說是由于某些令人困惑并且用經典宇宙學無法解釋的觀測結果而提出的，例如宇宙微波背景輻射的高度各向同性，而對微波背景輻射各向異性的觀測結果是支持暴漲模型的證據之一。然而，暴漲的可能的方式也是多樣的，現今的觀測還無法對此作出約束。一個更大的課題是關于極早期宇宙的物理學的，這涉及到發生在暴漲之前的、由經典宇宙學模型預言的大爆炸奇點。對此比較有權威性的意見是這個問題需要由一個完備的量子引力理論來解答，而這個理論至今還沒有建立（參加下文量子引力）。
理論關系
如果說廣義相對論是現代物理學的兩大支柱之一，那麼量子理論作為我們借此了解基本粒子以及凝聚态物理的基礎理論就是現代物理的另一支柱。然而，如何将量子理論中的概念應用到廣義相對論的框架中仍然是一個未能解決的問題。
彎曲時空中的量子場論
作為現代物理中粒子物理學的基礎，通常意義上的量子場論是建立在平直的闵可夫斯基時空中的，這對于處在像地球這樣的弱引力場中的微觀粒子的描述而言是一個非常好的近似。而在某些情形中，引力場的強度足以影響到其中的量子化的物質但不足以要求引力場本身也被量子化，為此物理學家發展了彎曲時空中的量子場論。這些理論借助于經典的廣義相對論來描述彎曲的背景時空，并定義了廣義化的彎曲時空中的量子場理論。通過這種理論，可以證明黑洞也在通過黑體輻射釋放出粒子，這即是霍金輻射，并有可能通過這種機制導緻黑洞最終蒸發。如前文所述，霍金輻射在黑洞熱力學的研究中起到了關鍵作用。
量子引力
物質的量子化描述和時空的幾何化描述之間彼此不具有相容性，以及廣義相對論中時空曲率無限大（意味着其結構成為微觀尺度）的奇點的出現，這些都要求着一個完整的量子引力理論的建立。這個理論需要能夠對黑洞内部以及極早期宇宙的情形做出充分的描述，而其中的引力和相關的時空幾何需要用量子化的語言來叙述。盡管物理學家為此做出了很多努力，并有多個有潛質的候選理論已經發展起來，至今人類還沒能得到一個稱得上完整并自洽的量子引力理論。
一個卡拉比-丘流形的投影，由弦理論所提出的緊化額外維度的一種方法量子場論作為粒子物理的基礎已經能夠描述除引力外的其餘三種基本相互作用，但試圖将引力概括到量子場論的框架中的嘗試卻遇到了嚴重的問題。在低能區域這種嘗試取得了成功，其結果是一個可被接受的引力的有效（量子）場理論，但在高能區域得到的模型是發散的（不可重整化）。
圈量子引力中的一個簡單自旋網絡
試圖克服這些限制的嘗試性理論之一是弦論，在這種量子理論中研究的最基本單位不再是點狀粒子，而是一維的弦。弦論有可能成為能夠描述所有粒子和包括引力在内的基本相互作用的大統一理論，其代價是導緻了在三維空間的基礎上生成六維的額外維度等反常特性。在所謂第二次超弦理論革新中，人們猜測超弦理論，以及廣義相對論與超對稱的統一即所謂超引力，能夠構成一個猜想的十一維模型的一部分，這種模型叫做M理論，它被認為能夠建立一個具有唯一性定義且自洽的量子引力理論。
另外一種嘗試來自于量子理論中的正則量子化方法。應用廣義相對論的初值形式（參見上文演化方程一節），其結果是惠勒-得衛特方程（其作用類似于薛定谔方程）。雖然這個方程在一般情形下定義并不完備，但在所謂阿西特卡變量的引入下，從這個方程能夠得到一個很有前途的模型：圈量子引力。在這個理論中空間是一種被稱作自旋網絡的網狀結構，并在離散的時間中演化。
取決于廣義相對論和量子理論中的哪些性質可以被接受保留，并在什麼能量量級上需要引入變化，對量子引力的嘗試理論還有很多，例如動力三角剖分、因果組合、扭量理論以及基于路徑積分的量子宇宙學模型。
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引力理論的預言，進而無法通過多個理論之間某些預言的不同來判别其正确性。在這個意義上，量子引力的實驗觀測還需要寄希望于未來的宇宙學觀測以及相關的粒子物理實驗逐漸成為可能。
課程
該課程由十二個現代物理學講座組成，目标是讓學生獲得思考現代物理學的最小的理論基礎，各個講座相對獨立。主要内容是愛因斯坦的廣義相對論，其中包含牛頓引力理論，高斯定理，引力加速等效原理，光線在空間中的扭曲，黑洞等現代物理學研究課題。
書籍作者
狄拉克（Paul Adrie Maurice Dirac，1902～1984）英國理論物理學家，量子力學的創始人之一。1902年8月8日生于英國布裡斯托爾城。他跳級讀完中學，在中學自學了相當高深的數學。1918年進入布裡斯托爾大學學習電機工程，1921年大學畢業，又進劍橋大學學習物理。1923年成為劍橋大學聖約翰學院數學系的研究生。1926年獲博士學位。1932～1969年任劍橋大學教授，1969年退休。1971年起任美國佛羅裡達州立大學教授，進行科學研究。n狄拉克一生著作甚豐。他的名著、量子力學原理。（1930）以深刻而簡潔的方式表述了量子力學，半個多世紀以來一直是這個領域的一本基本教科書。還著有《量子力學講義》（1964）、《量子場論講義》（1966）、《量子論的發展》（1971）、《希耳伯特空間中的旋量。（1974）、《廣義相對論》（1975）、《物理學的方向》（1978）等。
