一般相対性理論の検証

ニュートン力学では、球状の質量を周回する物体からなる（孤立した）2体システム内の物体は、システムの重心を楕円の焦点とする楕円を描きます。最も接近する点、近点（または中心の物体が太陽の場合は近日点）は固定されています。したがって、楕円の長軸は空間内で固定されたままです。両方の物体はこのシステムの重心の周りを公転しているので、それぞれ独自の楕円を持っています。しかし、太陽系ではいくつかの効果により、惑星の近日点が軌道面内で太陽の周りを歳差（回転）したり、同等に長軸が重心の周りを回転したりして、空間内での向きが変わります。^{[ 6 ]}主な原因は、互いの軌道を摂動する他の惑星の存在です。もう1つの（はるかに重要度の低い）効果は、太陽の扁平率です。

水星は、これらのニュートン効果から予測される歳差運動から逸脱している。水星の軌道の近日点歳差運動のこの異常な速度は、1859年にウルバン・ルヴェリエによって天体力学の問題として初めて認識された。1697年から1848年までの水星の太陽面通過の利用可能な時間観測の再分析により、実際の歳差運動の速度は、ニュートンの理論から予測される速度と、1世紀あたり38秒角（後に1882年にサイモン・ニューカムによって43秒角と再推定された）だけ異なっていることが示された。^{[ 7 ]}いくつかの場当たり的で最終的には成功しなかった解決策が提案されたが、それらはより多くの問題を引き起こす傾向があった。ルヴェリエは、水星の挙動を説明するために別の仮説上の惑星が存在する可能性があると示唆した。^{[ 7 ]}天王星の軌道の摂動に基づく海王星の探索が以前に成功したことから、天文学者たちはこの可能性のある説明にいくらか信頼を置くようになり、仮説上の惑星はバルカンと名付けられました。最終的に、1908年にリック天文台の所長であるWWキャンベルは、リック天文台の天文学者チャールズD.ペリンによる3回の皆既日食探査での包括的な写真観測の後、「私の意見では、ペリン博士の1901年、1905年、1908年の3回の皆既日食での研究は、有名な水星内惑星問題の観測面を完全に終わらせた」と述べました。^{[ 8 ] [ 9 ]} その後、バルカンの証拠は見つからず、アインシュタインの1915年の一般理論は水星の異常な歳差運動を説明しました。アインシュタインはミケーレ・ベッソに「近日点運動を定量的に説明しました…あなたは驚くでしょう」と書き送った。^{[ 10 ]} 

一般相対性理論では、この残存歳差運動、つまり軌道面内における軌道楕円の向きの変化は、重力が時空の曲率によって媒介されることによって説明されます。アインシュタインは、一般相対性理論^{[ 3 ]}が観測された近日点移動量とよく一致することを示しました。これは、一般相対性理論の採用を促す強力な要因となりました。

惑星軌道の測定は従来型の望遠鏡を用いて行われていましたが、現在ではレーダーを用いてより正確な測定が行われています。水星の観測された歳差運動の総量は、慣性系ICRFに対して1世紀あたり(574.10 ± 0.65)秒です^{[ 11 ]}。この歳差運動は、以下の原因によるものと考えられます。

修正42.980 ± 0.001 )″/cy は、パラメータを用いたポストニュートン理論の予測値である。${\displaystyle \gamma =\beta =1}$^{[ 13 ]}したがって、この効果は一般相対性理論によって完全に説明できます。より精密な測定に基づく最近の計算でも、状況は大きく変わっていません。

一般相対性理論では、近日点シフトσは、1回転あたりのラジアンで表され、近似的に次のように与えられます。^{[ 14 ]}

${\displaystyle \sigma ={\frac {24\pi ^{3}L^{2}}{T^{2}c^{2}\left(1-e^{2}\right)}}\ ,}$

ここで、Lは軌道長半径、Tは軌道周期、cは光速、eは軌道離心率である（一般相対性理論における二体問題を参照）。

他の惑星も近日点移動を経験しますが、太陽から遠く、公転周期が長いため、その移動は小さく、水星の移動からかなり後になるまで正確に観測することはできません。たとえば、一般相対性理論による地球の軌道の近日点移動は、理論的には1世紀あたり3.83868秒ですが、実験的には（3.8387 ± 0.0004 )″/cy、金星は 8.62473″/cy および (8.6247 ± 0.0005)″/cy、火星は (1.351 ± 0.001 )″/cy。両方の値が測定され、結果は理論とよく一致しています。^{[ 15 ]}連星パルサー系についても近点シフトが測定され、PSR 1913+16は年間 4.2° です。^{[ 16 ]}これらの観測は一般相対性理論と一致しています。^{[ 17 ]}超高密度星を含まない連星系でも近点シフトを測定することは可能ですが、古典的な効果を正確にモデル化するのはより困難です。たとえば、星の自転と軌道面の整列を知る必要があり、直接測定するのは困難です。DI Herculisなどいくつかのシステムが一般相対性理論のテストケースとして測定されています。^{[ 18 ]}

ヘンリー・キャベンディッシュは1784年に（未発表の原稿で）、ヨハン・ゲオルク・フォン・ゾルドナーは1801年に（1804年に発表）ニュートン重力は星の光が質量のある物体の周りで曲がることを予測すると指摘した。^{[ 19 ] [ 20 ]}ゾルドナーと同じ値は、アインシュタインが1911年に等価原理のみに基づいて計算した。しかし、アインシュタインは1915年に一般相対性理論を完成させる過程で、1911年の結果（したがってゾルドナーの1801年の結果）は正しい値の半分にすぎないと指摘した。アインシュタインは、太陽をかすめる光の場合、光の曲がりの正しい値である1.75秒角を初めて計算した。 ^{[ 21 ] [ 22 ]}

光の偏向の最初の観測は、星が天球上で太陽の近くを通過する際の星の位置の変化を観測することによって行われた。この観測は、アーサー・エディントンとその協力者（エディントンの実験を参照）によって、 1919年5月29日の皆既日食の際に行われた^{[ 23 ]} 。この日食では、太陽の近くの星（当時おうし座にあった）を観測することができた^{[ 23 ]} 。観測は、ブラジルのセアラ州ソブラル市とアフリカ西海岸のサントメ・プリンシペで同時に行われた^{[ 24 ]} 。この結果は驚くべきニュースとみなされ、ほとんどの主要新聞の一面を飾った。これにより、アインシュタインと彼の一般相対性理論は世界的に有名になった。 1919年にエディントンとダイソンによって一般相対性理論が確認されていなかったらどう反応したかとアシスタントに尋ねられたとき、アインシュタインは有名な冗談でこう言った。「それなら神様を気の毒に思うだろう。いずれにせよ理論は正しいのだから。」^{[ 25 ]}

しかし、初期の精度は低く、測定された星の位置の数が少なく、機器の問題から信頼できる結果が得られるかどうか疑問視されていました。一部の研究者^{[ 26 ]}は、この結果は系統誤差と確証バイアスに悩まされていたと主張しましたが、データセットの最新の再分析^{[ 27 ]}では、エディントンの分析は正確であったことが示唆されています。^{[ 28 ] [ 29 ]}測定は、 1922年の日食の際に、リック天文台の所長WWキャンベル率いるチームによって、オーストラリアの遠隔地ワラル観測所で再現されました^{[ 30 ]。}その結果は、1919年の結果^{[ 29 ]}と一致する数百の星の位置に基づいており、その後も何度か再現され、特に1953年にはヤーキス天文台の天文学者^{[ 31 ]}によって、1973年にはテキサス大学のチームによって再現されました。^{[ 32 ]}これらの測定値には、電波周波数での観測が始まるまで、ほぼ 50 年間にわたってかなりの不確実性が残っていた。^{[ 33 ] [ 34 ]}近くの白色矮星Stein 2051 B による星光の偏向も測定されている。^{[ 35 ]}

アインシュタインは1907年に等価原理から光の重力赤方偏移を予測し、この効果は重力場が非常に強い白色矮星のスペクトル線で測定できると予測した。シリウスBのスペクトルの重力赤方偏移を測定する最初の試みは1925年にウォルター・シドニー・アダムスによって行われたが、その結果は（はるかに明るい）主星シリウスからの光による汚染のため使用できないと批判された。^{[ 36 ] [ 37 ]}白色矮星の重力赤方偏移の最初の正確な測定は1954年にポッパーによって行われ、 40エリダニBの重力赤方偏移は21 km/sと測定された。 ^{[ 37 ]} 

シリウスBの赤方偏移は1971年にグリーンスタインらによって最終的に測定され、重力赤方偏移の値として以下の値が得られました。 ハッブル宇宙望遠鏡によるより正確な測定では、89 ± 16 km/sと示されている。80.4 ± 4.8  km/s。^{[ 38 ]}

一般相対性理論はアインシュタインの特殊相対性理論を組み込んでいるため、特殊相対性理論の検証は一般相対性理論の側面を検証することにもなる。等価原理の結果として、ローレンツ不変性は回転しない自由落下座標系において局所的に成り立つ。ローレンツ不変性特殊相対性理論（すなわち、重力の影響を無視できる場合）に関連する実験は、特殊相対性理論の検証で説明される。

一般相対性理論の初期の検証は、この理論に対する有効な競合理論がなかったために妨げられていました。どのような種類の検証によって競合理論と区別できるのかが明確ではなかったのです。一般相対性理論は、特殊相対性理論および観測と互換性のある唯一の既知の相対論的重力理論でした。これは、1960年にブランズ・ディッケ理論が導入されたことで変化しました。この理論は、実験観測とも一致する代替理論を提供しました。^{[ 43 ]： 3}最終的に、これはケネス・ノルトヴェットとクリフォード・マーティン・ウィルによるパラメータ化されたポストニュートン形式論の開発につながり、これは、10個の調整可能なパラメータによって、運動する物体の速度の1次（つまり、${\displaystyle v/c}$ここで、vは物体の速度、cは光速である。この近似により、弱い重力場における低速運動物体の一般相対性理論からの逸脱を体系的に分析することができる。ポストニュートンパラメータを制約するために多大な努力が払われており、一般相対性理論からの逸脱は現在、非常に限定されている。

重力レンズ効果と光の時間遅延を検証する実験は、いずれも同じポストニュートンパラメータ、いわゆるエディントンパラメータγに制限を与えます。これは、重力源による光の偏向量を単純にパラメータ化したものです。一般相対性理論ではγは1に等しく、他の理論（ブランズ・ディッケ理論など）では異なる値をとります。これは10個のポストニュートンパラメータの中で最も制約が厳しいものですが、他のパラメータを制約するための実験も存在します。水星の近日点移動の精密な観測や、強等価原理の検証は、他のパラメータを制約します。

水星探査機ベピコロンボの目標の一つは、高精度でパラメータ化されたポストニュートン形式のガンマとベータのパラメータを測定することで、一般相対性理論を検証することです。^{[ 44 ] [ 45 ]}この実験は、水星周回電波科学実験（MORE）の一部です。^{[ 46 ] [ 47 ]}探査機は2018年10月に打ち上げられ、2026年11月に水星の周回軌道に入る予定です。

最も重要なテストの 1 つは重力レンズです。これは遠方の天体で観測されていますが、これらの天体は制御が不十分であり、一般相対性理論をどのように制約するかは不明です。最も精密なテストは、エディントンの 1919 年の実験に類似しており、遠方の天体からの放射が太陽によって偏向されるかどうかを測定します。最も精密に分析できる天体は、遠方の電波源です。特に、一部のクエーサーは非常に強い電波源です。あらゆる望遠鏡の方向分解能は原理的に回折によって制限されます。電波望遠鏡の場合、これは実際的な限界でもあります。位置精度を高くする (ミリ秒角からマイクロ秒角まで) ための重要な改善は、地球上の電波望遠鏡を組み合わせることによって達成されました。この技術は、超長基線干渉法(VLBI) と呼ばれています。この技術では、電波観測によって、遠く離れた望遠鏡で観測された電波信号の位相情報が結合されます。最近、これらの望遠鏡は太陽による電波の偏向を極めて高い精度で測定し、一般相対性理論によって予測される偏向量を0.03%レベルで確認しました。^{[ 48 ]}この精度レベルでは、地球上の望遠鏡の正確な位置を決定するために、系統的影響を注意深く考慮する必要があります。重要な影響には、地球の章動、自転、大気屈折、地殻変動、潮汐波などがあります。もう1つの重要な影響は、太陽コロナによる電波の屈折です。幸いなことに、この影響には特徴的なスペクトルがありますが、重力による歪みは波長に依存しません。したがって、複数の周波数での測定を使用して注意深く分析することで、この誤差源を取り除くことができます。

太陽による光の重力偏向（太陽とは反対方向を除く）により、空全体がわずかに歪んでいます。この効果は、欧州宇宙機関の天体観測衛星ヒッパルコスによって観測されました。ヒッパルコスは、約^10,500個の星の位置を測定しました。ミッション全体を通して、約3.5 × 10 ^{6 個の}相対位置が決定され、それぞれが通常 3 ミリ秒角の精度 (8 ～ 9 等級の星の精度) で決定されています。地球と太陽の方向に垂直な重力偏向はすでに 4.07 ミリ秒角であるため、事実上すべての星に対して補正が必要です。系統誤差がなければ、個々の観測における 3 ミリ秒角の誤差は、位置の数の平方根で減らすことができ、0.0016 ミリ秒角の精度が得られます。しかし、系統誤差により、決定の精度は 0.3% に制限されます (Froeschlé、1997)。

2013年に打ち上げられたガイア宇宙船は、天の川銀河にある10億個の星を調査し、それらの位置を24マイクロ秒角の精度で測定します。そのため、一般相対性理論によって予測された太陽による光の重力偏向の厳密な新しいテストも提供します。^{[ 49 ]}

アーウィン・I・シャピロは、古典的なテストに加えて、太陽系内で実行できる別のテストを提案した。これは、一般相対性理論の4番目の「古典的」テストと呼ばれることもある。彼は、他の惑星から反射したレーダー信号の往復時間に相対論的時間遅延（シャピロ遅延）が生じると予測した。 ^{[ 50 ]}太陽の近くを通過する光子の経路の単なる曲率は、観測可能な遅延効果をもたらすには小さすぎる（往復時間を、光子が直線経路をたどった場合の時間と比較した場合）が、一般相対性理論は、太陽の重力ポテンシャルの時間膨張により、光子が太陽に近づくにつれて時間遅延が徐々に大きくなると予測している。水星と金星が太陽に覆われる直前と直後にレーダー反射を観測すると、5%の精度で一般相対性理論と一致する。^{[ 51 ]}

さらに最近では、カッシーニ探査機が同様の実験を行い、一般相対性理論と0.002%のレベルで一致した。^{[ 52 ]}しかし、その後の詳細な研究^{[ 53 ] [ 54 ]}により、PPNパラメータガンマの測定値は、太陽系の重心の周りの太陽の軌道運動によって引き起こされる重力磁気効果の影響を受けることが明らかになった。カッシーニ電波科学実験における重力磁気効果は、B. Bertottiによって暗黙のうちに純粋な一般相対論的起源を持つと仮定されたが、その理論値は実験でテストされたことはなく、事実上、ガンマの測定値の実験的不確実性は、B. Bertottiと共著者がNatureで主張した0.002%よりも実際には大きい（10倍大きい）ことになる。

超長基線干渉法は、移動する木星^{[ 55 ] [ 56 ]}と土星^{[ 57 ]}の磁場におけるシャピロ時間遅延に対する速度依存（重力磁気）補正を測定した。

等価原理は、最も単純な形で言えば、重力場における落下物体の軌道は、その質量や内部構造に依存しないはずだと主張する。ただし、物体が環境を乱したり潮汐力の影響を受けたりしないほど十分に小さい場合に限る。この考えは、2つの試験質量間の加速度の差を調べるエトヴェシュのねじり天秤実験によって極めて高い精度で検証されてきた。この実験、および組成に依存する第5の力や重力湯川相互作用の存在に対する制約は非常に強く、第5の力と弱い等価原理の項で議論されている。

等価原理の一種である強等価原理は、恒星、惑星、ブラックホール（いずれも重力によって結びついている）などの自己重力落下物体は、同じ条件が満たされれば、重力場内で同じ軌道をたどるはずだと主張している。これはノルトヴェット効果と呼ばれ、月レーザー測距実験によって最も精密に検証されている。^{[ 58 ] [ 59 ]} 1969年以来、地球上の複数の測距ステーションから月面の反射板までの距離をセンチメートル単位の精度で継続的に測定している。^{[ 60 ]}これらは、他のいくつかのポストニュートンパラメータに強い制約を与えている。

強い等価原理のもう 1 つの部分は、ニュートンの重力定数が時間的に一定であり、宇宙のどこでも同じ値を持つという要件です。ニュートンの重力定数の変動の可能性を制限する独立した観測は多数ありますが、^{[ 61 ]最も優れたものの 1 つは月の距離測定によるもので、重力定数は 1 年間に 10 分の11}を超える変化をしないことを示唆しています。他の定数の不変性については、等価原理の記事のアインシュタイン等価原理のセクションで議論されています。

中心の回転する質量、例えば惑星や恒星の周りを運動する試験粒子の軌道の小さな永年歳差運動からなるレンズ・ティリング歳差運動のテストは、 LAGEOS衛星で実施されているが^{[ 70 ]} 、その多くの側面は依然として議論の的となっている。火星の周回軌道にあった以前の探査機であるマーズ・グローバル・サーベイヤー（MGS）宇宙船のデータで同じ効果が検出された可能性があるが、そのようなテストも議論を巻き起こした^{[ 71 ]} 。太陽のレンズ・ティリング効果が内惑星の近日点に及ぼす影響を検出する最初の試みも最近報告されている。フレームドラッギングは、超大質量ブラックホールの近くを公転する恒星の軌道面をブラックホールのスピン軸の周りで歳差運動させる。この効果は、今後数年以内に天の川銀河の中心にある恒星の天体位置測定モニタリングによって検出できるはずである。^{[ 72 ]}異なる軌道上の 2 つの恒星の軌道歳差運動の速度を比較することにより、原理的には一般相対性理論の無毛定理を検証することが可能です。^{[ 73 ]}

2004年に打ち上げられ、2005年まで運用された重力探査機B衛星は、フレームドラッギングと測地効果を検出した。実験では、超伝導体でコーティングされた卓球ボールサイズの4つの石英球が使用された。ノイズレベルが高く、有用な信号を見つけるためにノイズを正確にモデル化することが困難であったため、データ解析は2011年まで続けられた。スタンフォード大学の主任研究者らは2011年5月4日、遠方の恒星IMペガシに対するフレームドラッギング効果を正確に測定し、計算がアインシュタインの理論の予測と一致したと報告した。Physical Review Lettersに掲載された結果は、約0.2パーセントの誤差で測地効果を測定した。結果によると、フレームドラッギング効果（地球の自転によって引き起こされる）は、約19パーセントの誤差で37ミリ秒角に達した。^{[ 74 ]}調査員のフランシス・エヴェリットは、1ミリ秒角は「10マイル離れたところから見た人間の髪の毛の幅」だと説明した。^{[ 75 ]}

2012年1月、LARES衛星がベガロケット^{[ 76 ]}で打ち上げられ、その提唱者によると、約1%の精度でレンス・ティリング効果を測定した^{[ 77 ]} 。実際に得られる精度の評価は議論の的となっている^{[ 78 ] [ 79 ] [ 80 ] 。}

重力ポテンシャルが極めて小さな距離でも逆二乗法則に従うかどうかを検証することは可能である。これまでの検証では、一般相対性理論からの逸脱として湯川ポテンシャルが現れるかどうかに焦点が当てられてきた。${\textstyle V(r)=V_{0}\left(1+\alpha e^{-r/\lambda }\right)}$しかし、このような可能性の証拠は見つかっていない。${\displaystyle \alpha =1}$λ =まで除外されています5.6 × 10 ⁻⁵  m。 ^{[ 81 ]}

パルサーは高速回転する中性子星であり、回転しながら規則的な電波パルスを放出します。そのため、パルサーは時計として機能し、軌道運動を非常に精密に監視することができます。他の恒星の周りを公転するパルサーの観測では、古典的な方法では説明できないものの、一般相対性理論を用いることで説明できる、大きな近点歳差が観測されています。例えば、ハルス・テイラー連星パルサーPSR B1913+16（パルサーとして検出された中性子星のペア）では、年間4°を超える歳差が観測されています（軌道ごとの近点シフトは約10⁻⁶です^）。この歳差は、構成要素の質量を計算するために使用されています。

原子や分子が電磁波を放出するのと同様に、四重極型またはそれ以上の振動状態にある、あるいは非対称で回転している重力を持つ質量も重力波を放出する可能性がある。^{[ 101 ]}これらの重力波は光速で伝わると予測されている。例えば、太陽の周りを公転する惑星は重力波によって常にエネルギーを失っているが、この効果は非常に小さいため、近い将来に観測される可能性は低い（地球は約200ワットの重力波を放出している）。

ハルス・テイラー連星（およびその他の連星パルサー）から重力波の放射が推測されている。 ^{[ 102 ]}パルスの正確なタイミングから、星はケプラーの法則にほぼ従って公転していることがわかった。つまり、時間の経過とともに徐々に互いに螺旋状に接近し、重力波によって放射される予測エネルギーとほぼ一致するエネルギー損失を示している。 ^{[ 103 ] [ 104 ]}最初の連星パルサーの発見と、重力波放射による軌道減衰の測定により、ハルスとテイラーは1993年のノーベル物理学賞を受賞した。^{[ 105 ]}

2003年に発見された「二重パルサー」PSR J0737-3039は、近星点歳差運動が年間16.90°である。ハルス・テイラー連星系とは異なり、両方のニュートロン星がパルサーとして検出されるため、系を構成する両方の天体の精密なタイミング測定が可能となる。このこと、軌道がタイトであること、系がほぼ真横を向いていること、地球から見た系の横方向速度が非常に低いことから、J0737-3039は、これまでに知られている一般相対性理論の強磁場検証に最適な系となっている。ハルス・テイラー系と同様に、軌道減衰を含むいくつかの明確な相対論的効果が観測されている。 2年半にわたってこのシステムを観測した後、一般相対性理論の4つの独立したテストが可能になり、最も精度の高いもの（シャピロ遅延）は一般相対性理論の予測を0.05%以内で確認しました^{[ 106 ]}（ただし、軌道ごとの近星点シフトは円の約0.0013%にすぎず、したがって高次の相対性理論のテストではありません）。

2013年、国際的な天文学者チームは、パルサー・白色矮星系PSR J0348+0432の観測から得られた新しいデータを報告した。このデータでは、軌道周期が年間800万分の1秒変化していることを測定し、これまで調査されたことのない極端な重力場の領域で一般相対性理論の予測を確認した。^{[ 107 ]}しかし、これらのデータと一致する競合する理論もいくつか存在する。^{[ 108 ]}

2 つの中性子星やブラックホールの合体などの天文現象から発生する重力波を直接検出することを目的として、数多くの重力波検出器が構築されてきました。2016 年 2 月、Advanced LIGOチームは恒星連星ブラックホールの合体から発生する重力波を直接検出したと発表しました^{[ 1 ] [ 109 ] [ 110 ]。}さらに、2016 年 6 月、2017 年 6 月、2017 年 8 月にも検出結果が発表されました^{[ 2 ] [ 111 ]。}

一般相対性理論は重力波を予測しており、重力場の変化が有限の速度で伝播する重力理論も同様である。^{[ 112 ]} LIGO応答関数は、さまざまな理論を区別することができる。^{[ 113 ] [ 114 ]}重力波は直接検出できるため、^{[ 1 ] [ 110 ]}重力波を利用して宇宙について学ぶことができる。これが重力波天文学である。重力波天文学は、観測された波が予測された形式（たとえば、横方向の偏光が2つしかないこと）であることを検証し、ブラックホールがアインシュタイン場の方程式の解によって記述される物体であることを確認することによって、一般相対性理論を検証することができる。^{[ 115 ] [ 116 ] [ 117 ]}

重力波天文学は、マクスウェル・アインシュタイン場の方程式を検証することもできます。このバージョンの場の方程式は、回転するマグネター（つまり、非常に強い磁気双極子場を持つ中性子星）が重力波を放出すると予測しています。^{[ 118 ]}

「これらの驚くべき観測結果は、重力波を予測するアインシュタインの一般相対性理論を含む多くの理論的研究を裏付けるものです」とスティーブン・ホーキングは述べた。^{[ 1 ]}

銀河 M87 は2017 年にイベント ホライズン テレスコープ(EHT) による観測の対象となりました。2019 年 4 月 10 日発行のAstrophysical Journal Letters (vol. 875, No. 1) は EHT の成果に捧げられ、6 つのオープン アクセス論文が掲載されました。M87の中心にあるブラックホールの事象の地平線は、EHT によって電波の波長で直接画像化されました。この画像は 2019 年 4 月 10 日に記者会見で公開され、ブラックホールの事象の地平線の最初の画像となりました。^{[ 120 ] [ 119 ]} 2022 年 5 月には、EHT は、私たちの銀河系の中心にある超大質量ブラックホール、いて座 A* の最初の画像を提供しました。

銀河の中心にある超大質量ブラックホール、いて座A*を周回する星S2からの光の重力赤方偏移は、超大型望遠鏡のGRAVITY、NACO、SIFONI 装置を用いて測定された。^{[ 121 ] [ 122 ]}さらに、銀河中心の巨大ブラックホールの近くにある星 S2 の軌道でシュワルツシルト歳差運動が検出された。^{[ 123 ]}

一般相対性理論の強等価原理は、強い自己重力を持つ天体にも自由落下の普遍性が適用されることを要求します。太陽系天体を用いたこの原理の直接検証は、天体の弱い自己重力によって制限され、パルサーと白色矮星の連星系を用いた検証は、天の川銀河の弱い重力によって制限されてきました。地球から約4,200光年離れた位置にあるPSR J0337+1715と呼ばれる三重星系の発見により、強等価原理を高精度で検証することが可能になりました。この系は、白色矮星と1.6日の公転周期を持つ中性子星と、さらに遠くにある別の白色矮星と327日の公転周期を持つ連星系から構成されています。この系を用いることで、強い自己重力を持つパルサーと内側の白色矮星に、外側の白色矮星の重力がどのように影響するかを比較する検証が可能になります。その結果、パルサーとその近傍の白色矮星伴星の加速度の差は、2.6 × 10 ⁻⁶ (95%信頼水準)以下であることが示された。^{[ 124 ] [ 125 ] [ 126 ]}

この手法は、光子の軌道が重力体の存在下で変化するという考えに基づいています。宇宙で非常に一般的な天体物理系の一つに、降着円盤に囲まれたブラックホールがあります。降着円盤を含む周辺領域からの放射は、中心のブラックホールの性質によって影響を受けます。アインシュタインの理論が正しいと仮定すると、天体物理ブラックホールはカー計量で記述されます（無毛定理の結果）。したがって、このような系からの放射を分析することで、アインシュタインの理論を検証することが可能になります。

これらのブラックホールと降着円盤の系（例えば、ブラックホール連星系や活動銀河核）からの放射のほとんどは、X線として到達します。放射をモデル化すると、いくつかの成分に分解されます。アインシュタインの理論の検証は、熱スペクトル（ブラックホール連星系のみ）と反射スペクトル（ブラックホール連星系と活動銀河核の両方）で可能です。前者は強い制約を与えるとは期待されていませんが^{[ 127 ]} 、後者ははるかに有望です^{[ 128 ]} 。どちらの場合も、系統的不確実性によって、このような検証がより困難になる可能性があります^{[ 129 ] 。}

ハッブル宇宙望遠鏡と超大型望遠鏡を使用する天文学者たちは、銀河スケールで一般相対性理論の精密な検証を行ってきた。近傍の銀河ESO 325-G004は強力な重力レンズとして働き、その背後にある遠方の銀河からの光を歪ませて、中心の周りにアインシュタインリングを作り出す。ESO 325-G004の質量（この銀河内の星の運動の測定から得られたもの）と周囲の空間の曲率を比較することで、天文学者たちは、重力がこれらの天文学的な長さスケールで一般相対性理論の予測どおりに振る舞うことを発見した。^{[ 142 ] [ 143 ]}