在科學和物理學史上，一些學者、理論和方程已成為家喻戶曉的名字。就科學家而言，著名的例子包括畢達哥拉斯、亞里士多德、伽利略、牛頓、普朗克和霍金。在理論方面，有阿基米德的“尤里卡”、牛頓的蘋果（萬有引力）和薛定諤的貓（量子力學）。但最著名和最著名的當屬愛因斯坦、相對論和著名的方程E=mc 2。事實上，相對論可能是很少有人真正理解的最著名的科學概念。
例如，愛因斯坦的相對論分為兩部分：狹義相對論（SR 和廣義相對論（GR）。而“相對論”一詞本身可以追溯到伽利略·伽利利和他對為什麼運動和速度是正如你可能知道的那樣，要解釋愛因斯坦的開創性理論是如何運作的，需要深入瞭解物理學史、一些先進的概念，以及它們是如何為有史以來最偉大的思想之一而結合在一起的！
為了打破它，愛因斯坦在 1905 年提出了 SR，以用經典物理學解決涉及光的實驗。在接下來的十年裡，愛因斯坦將試圖推廣該理論來解釋電磁學和經典力學如何用引力來解決——這產生了 GR。雖然愛因斯坦的見解將在幾年內得到證實，但它們直到今天仍在繼續得到測試和驗證。
正如愛因斯坦曾經說過的那樣，“如果你不能向一個六歲的孩子解釋它，你自己就不會理解它。” 但如前所述，這樣做意味著進入一些歷史和高階概念——如萬有引力、慣性參考系、質能等價、時空等。但只要有一點耐心和奉獻精神，任何人都可以學習相對論能夠理解。
伽利略和牛頓
相對論的故事可以追溯到 17 世紀義大利著名天文學家和博學家伽利略·加利利的作品。1632 年，伽利略發表了《關於兩個主要世界體系的對話》，許多人認為這是他的代表作。在這項工作中，伽利略用簡單的術語解釋了宇宙的日心模型（如哥白尼所描述的）如何解決地心模型無法解釋的問題。除此之外，伽利略還解釋了為什麼地球表面的人看不到地球的運動。
為了保持他用簡單而博學的邏輯傳達複雜思想的能力，伽利略用海上一艘船的比喻來說明這是如何可能的。簡而言之，伽利略說，如果一個站在甲板上的人將一個蠟球扔進一個水瓶中，他們會看到蠟球直接落到底部。無論船舶是否在運動中，這都適用。他說，原因是球和船上的所有東西都是船慣性參考系的一部分——也就是說，它會隨著它移動。
他認為，同樣的道理也適用於站在地球表面移動的人：
“現在這些東西發生在非自然的運動中，在我們可以試驗的材料中也可以在靜止狀態或相反的方向移動，但我們在外觀上沒有發現任何差異，似乎我們的感官被騙了。
“那麼，對於地球，無論是運動還是靜止，始終處於相同狀態，我們可以期望檢測到什麼？如果地球永遠保持在這兩種狀態中的一種或另一種狀態，我們何時應該透過實驗來檢驗這些區域性運動事件在它們不同的運動狀態和靜止狀態下是否有任何區別？ ？”
伽利略·伽利萊向萊昂納多·多納託展示他的望遠鏡。
然而，對於岸上的觀察者來說，伽利略聲稱情況會大不相同。如果站在船甲板上的人把球扔到一邊，在他們看來，它仍然是直接掉下來的。但對於岸上的觀察者來說，它看起來像是一條拋物線路徑。對他們來說，球的運動顯然是運動中的船在地球引力作用下產生運動的結果。簡而言之，運動和速度將與觀察者有關。
這後來被稱為伽利略相對論（或伽利略不變性），它歸結為一個假設：“［A］ 任何兩個以恆定速度和方向相對於彼此移動的觀察者將在所有機械實驗中獲得相同的結果。 ” 換句話說，只要觀察者的運動和速度保持不變，系統的物理力學在所有參考系中都是相同的。但是，如果這些引數中的任何一個發生變化，那麼機制就會發生變化（稍後會詳細介紹）。
這一解釋將成為捍衛日心模型的關鍵論據。對於地球上的觀察者來說，行星、太陽、月亮和星星的運動都是相對於觀察者（我們）的。但是，當人們對這些物體在夜空中隨時間的運動（和相對大小）進行編目時，他們會看到這些觀察結果如何只能用地球圍繞太陽的運動（以及地球本身的自轉）來解釋） 以恆定速度。
到 1687 年，艾薩克·牛頓爵士用他的鉅著《數學哲學原理》徹底改變了我們對物理學的理解。在這本書中，牛頓綜合了伽利略的運動理論和他對萬有引力的研究，並以他的《運動三定律》加以概括。其中包括：
除非受到外力的作用，否則物體會繼續處於靜止狀態或勻速直線運動。
受力作用的物體以這樣一種方式運動，即動量的時間變化率等於力。
如果兩個物體相互施加力，這些力的大小相等，方向相反。
這三個定律描述了三個仍然是現代物理學核心的物理常數： Intertia，它指出物體將保持運動狀態，除非外力加速或減慢它們；力，在數學上可以概括為物體的質量乘以其加速度（F=ma）；和作用-反應，它確定當一個物體對另一個物體施加力時，第二個物體對第一個物體施加相等和相反的力。
這為牛頓的萬有引力奠定了基礎，它指出所有有質量的點源都透過萬有引力相互吸引；和平方反比定律，它指出這個力直接取決於兩個物體的質量，並且與它們中心之間距離的平方成反比。簡而言之，牛頓認為導致蘋果從樹上掉下來的力（牛頓的蘋果）導致行星圍繞太陽執行、月球圍繞地球執行，以及太陽系中的所有其他軌道力學。
牛頓普遍性的一個結果是，科學家從此將空間和時間視為固定和分離的參考框架。基本上，物體的位置和運動可以用空間中的三個維度來描述——長度、高度和深度（或 x、y、z 軸）——以及時間上的一個維度。這個理解宇宙的框架將成為未來兩百年的經典。牛頓的理論是如此有影響力，以至於經典物理學和牛頓物理學（或力學）這兩個術語可以互換使用。
到 19 世紀中後期，天文學、電磁學和粒子理論領域的新發現將打破這些慣例。以前看起來像是由空間和時間、物質和能量以及通用參考系組成的有序宇宙將被相對論效應、時間膨脹和“幽靈般的遠距離作用”所取代。
電磁學
到 19 世紀中葉，科學家們在光學（光和顏色）和電磁（EM） 現象的研究方面取得了多項突破。這導致人們意識到光是電磁輻射的一種形式，並且它的特性（它如何表現得像波）類似於電流的傳播。此外，此時進行的實驗對光速產生了高度準確的估計——299，792，458 m/s（10。79 億公里/小時；6。706 億英里/小時）。
此外，James Clerk Maxwell 和 Hendrik Lorentz 的理論工作確立了電場力和磁力表現為對點電荷施加力的場。這些在麥克斯韋方程（1861-62） 和洛倫茲力定律（1895） 中進行了總結，描述了電荷、電流和場的變化如何產生電場和磁場。這些原理共同構成了經典電磁學、光學和電路的基礎。
這些實驗還對光速進行了高度準確的估計——目前的時鐘為 299，792，458 米/秒（10。79 億公里/小時；6。706 億英里/小時）。不幸的是，就經典物理學而言，這些實驗也提出了理論問題。在所有情況下，無論光源是否相對於觀察者移動，測得的光速都是恆定的。這與經典力學和伽利略相對論的基本原則相矛盾。
例如，地球繞其軸自轉本質上意味著它正朝著太陽旋轉。這意味著當太陽在東方時，到達觀察者的光將會接近，因此比從任何其他方向觀察到的光具有更大的測量速度。然而，涉及光學和光折射的實驗，如奧古斯丁菲涅爾在 1818 年所做的實驗，表明光速沒有可測量的變化。
神秘的“以太”
結果，科學家們在 19 世紀初開始假設空間必須充滿一些看不見的“以太”。他們認為，這種介質允許光在空間中傳播，但也意味著光被它拖著前進——導致其速度發生變化。菲涅爾的部分以太拖曳假說就是例證，他指出地球的運動對光的折射方式沒有任何影響，因為“以太部分由地球攜帶，而光學介質中的光波部分受到拖曳和以太一起。”
這類似於聲音在空氣或水中的傳播方式或漣漪在池塘表面的傳播方式。唉，整個 19 世紀進行的實驗不斷表明光速是恆定的。為了透過實驗結果解決這些理論問題，科學家們需要測量這種以太的影響以確定其特性。這要求科學家證明光的測量速度是其透過介質的速度加上介質速度的簡單總和。
Hippolyte Fizeau 試圖用他在 1851 年進行的“水管實驗”（或Fizeau 實驗）來證明這一點。在測量了透過管子移動水的光速後，Fizeau 的結果表明光被介質拖著——水。這似乎證實了早期的實驗結果，例如奧古斯丁·菲涅爾和喬治·斯特羅克斯爵士進行的那些。然而，菲索觀察到的影響程度遠低於預期。
另一個著名的例子是美國物理學家 Albert A。 Michelson 和 Edward W。 Morley 進行的Michelson-Morley 實驗（1887 年）。使用一個腔室和一系列鏡子，他們試圖從不同角度測量光速——一個對應於地球向太陽旋轉的水平角度和一個垂直角度。如果存在這樣的“以太”，那麼地球透過它（並朝向太陽）的運動將導致與水平光束的顯著差異。
再一次，實驗產生了負面結果，因為光束的測量速度之間沒有可觀察到的差異。在遊戲的這一點上，愛因斯坦會出現並提供對理論和實驗資料的出色洞察、分析和綜合。這發生在 1905 年，當時愛因斯坦首次揭示了他的狹義相對論 （SR）。
進入愛因斯坦
1905 年，在他的“奇蹟年”（annus mirabilis）期間，愛因斯坦發表了他的論文，以及四篇開創性的論文，使他引起了國際科學界的注意。其中之一是“論動體的電動力學”，愛因斯坦在其中提出了後來被稱為狹義相對論 （SR） 的理論。這個理論用牛頓運動定律解決了麥克斯韋方程和洛倫茲力定律，並歸結為兩個假設：
所有非加速慣性參考系中的物理定律都是相同的
真空中的光速是恆定的，與觀察者或光源的運動無關
愛因斯坦突破的一個關鍵方面是洛倫茲變換，這是這位年長的物理學家在檢查有關光的行為的實驗時得出的。為了解釋為什麼光不符合相對論，洛倫茲推測物體在加速慣性參考系中沿著行進路徑變得扭曲（壓縮）。正如愛因斯坦所推論的那樣，接近光速 （ c ） 的物體不會觀察到來自外部源的c沒有變化，但它們會注意到時間對它們來說比
像他的前任伽利略一樣，愛因斯坦使用隱喻來聯絡這個概念的機制，對此進行了略微更新。根據愛因斯坦的說法，在火車上旅行的人會注意到伽利略提到的相同的相對論效應，球會直接落到地板上。對於鐵軌旁的觀察者來說，落在火車側面的同一個棉鈴似乎會沿著拋物線路徑下落。現在用一系列鏡子代替球。
乘坐火車的人手裡拿著一個，而另一個則直接在地板上。對於拿著鏡子的人來說，一束光似乎在反覆上下跳躍。現在想象另一個鏡子位於汽車頭部的牆上。如果這個人將手中的鏡子重新對準它，就會出現一束光，就好像它在火車車廂上來回彈跳一樣。在所有情況下，光似乎都以恆定速度 （ c ） 傳播。
但對於站在鐵軌旁的人來說，在第一種情況下，光線似乎是曲折的，試圖追上移動的鏡子。在第二種情況下，當燈光從手持後視鏡照射到汽車前部時，燈光似乎移動得更慢了。唉，如果他們可以計時，他們也會記錄恆定的速度 c。本能地，這對兩位觀察者來說是沒有意義的，直到他們查看了他們的手錶。
對於乘坐火車車廂的人來說，時間會（無限地）變慢。差異將是無法估量的，但如果移動參考系類似於能夠以光速的一小部分行進的航天器，那麼差異將不可能錯過。本質上，移動參考系中的人以較慢的速度經歷時間， 這種效應稱為“時間膨脹”。隨著物體越來越接近光速，這種效應會增加。
然而，愛因斯坦和他的同時代人仍然堅持18世紀Émilie du Châtelet 首次提出和檢驗的能量守恆定律。該定律指出，孤立系統的總能量保持不變，並且隨時間守恆。將同樣的推理應用於接近光速的物體，愛因斯坦推匯出方程E=mc 2，其中E是系統中的總能量，m是系統的質量，c是系統朝向光速的加速度。
根據這個定律，物體加速到一定速度時，它們的慣性質量會增加。這意味著需要更多的能量來維持物體隨時間的加速度，並且光速是絕對的。一個物體不僅需要無限量的能量來達到光速，而且在這個過程中它的質量也會變得無限大。另一個令人吃驚的結果是在這個方程中質量和能量是如何互換的。
如果方程中的質量和能量互換，結果保持不變。這被稱為質能等效原理，它指出能量和質量本質上是同一枚硬幣的兩個面。SR 的另一個結果是它如何將空間和時間解釋為同一現實的兩種表達方式。根據牛頓物理學，科學家們從三個維度——高度、長度和寬度（或x、y和z軸）——以及一維時間來觀察宇宙的幾何形狀。
換句話說，牛頓物理學將空間和時間視為獨立且固定的。但是透過在加速參考系中顯示時間與觀察者的關係，愛因斯坦提出了一個由空間的三個維度和時間的一個維度組成的四維幾何——也就是。時空！幾乎立即，科學家們開始採用愛因斯坦的 SR，因為它用牛頓的運動理論解決了電磁學，以及它如何消除了對“以太”的需求。
廣義相對論
在 1905 年到 1915 年間，愛因斯坦試圖透過將 SR 擴充套件到解釋引力來概括 SR。這主要是由於牛頓的萬有引力理論引起的理論問題。此前，天文學家發現牛頓方程可以解釋大多數當時已知的太陽體的軌道。然而，水星的軌道呈現出牛頓方程無法解釋的長期特性。除了具有高度偏心的軌道外，水星的近日點還隨著時間的推移圍繞太陽移動。
這被稱為“近日點進動”，即行星軌道上最遠的點隨著時間的推移圍繞母體移動。牛頓的理論將引力解釋為具有質量的點源之間的吸引力。但如果這是真的，那麼吸引力將是物體之間瞬間發生的東西，即使它在長距離內特別弱。但正如愛因斯坦用 SR 證明的那樣，資訊不會在時空中瞬間傳遞。
關於 SR 如何應用於整個宇宙，還有幾個懸而未決的問題。第一個問題是即時通訊的概念。正如愛因斯坦之前在 SR 中所展示的那樣，資訊不會在時空中立即傳達，而是僅限於光速。在我們看來，發生在 10 億光年之外的超新星目前正在夜空中爆炸，但發生在 10 億年前。
為了與電磁定律保持一致，愛因斯坦冒險將重力作為場而不是瞬時拉力。質量越大，物體相互吸引的場就越強大。另一個重要的問題是加速度，愛因斯坦用另一個巧妙的（和更新的）比喻來說明這一點：電梯上的乘客。如果有人切斷電纜，電梯將開始以 9。8 m/s 2（地球正常重力，或 1 g）的速度向地球中心下降。
乘客會體驗到失重（自由落體）的感覺，直到電梯墜毀！這同樣適用於任何經歷加速度的物體，無論是船、飛機、火車、汽車還是航天器。以恆定速度，在慣性參考系內（沒有外部參考點）行進的人不會意識到他們甚至在移動。事實上，如果航天器靜止或以恆定速度移動，太空中的乘客或機組人員會感到失重。
但如果參考系加速，裡面的任何人都會被推向相反的行進方向。如果加速度等於 9。8 m/s 2，機組人員將體驗到地球法向重力的感覺。如果航天器的垂直軸指向行進方向，加速度將使機組人員的腳牢牢地放在地板上。同樣的原理也適用於太空中的風車站或旋轉圓柱體，其中的旋轉速度會產生向心力，從而將物體向外拉。
對於空間站上的人來說，這種力會產生重力感。根據站的半徑和速度，“人造重力”可以等於地球正常重力。自 20 世紀後期以來，許多著名科學家提出此類設施可能是探索和安置太陽系的關鍵——包括康斯坦丁·齊奧爾科夫斯基、維爾納·馮·布勞恩和 Gerard K。 O‘Neill名稱）。底線是在慣性參考系中加速度與重力無法區分。
最後但同樣重要的是，SR 和 Lorentz Transformations 提出了時間膨脹問題。如果加速度導致時間膨脹，那麼這意味著重力本身對時空有影響。由此，愛因斯坦的廣義相對論（GR）誕生了！愛因斯坦說，重力不是點質量之間的吸引力，而是重力本身是時空曲率的結果，時空曲率會因大質量物體的存在而改變。因此，當物體相互繞軌道執行時，它們不是被“拉動”，而是在追蹤那個時空的曲率。
1915 年 11 月，愛因斯坦向德國柏林的普魯士科學院提交了他的場方程。這些方程說明了時空的四維幾何如何受到引力場（質量）和輻射（電磁力）的影響。用約翰·惠勒的話來說，“時空告訴物質如何運動；物質告訴時空如何彎曲。” 由此，愛因斯坦的廣義相對論 （GR） 正式誕生，並將迅速成為我們現代物理學理解的基礎。
就像 SR 一樣，愛因斯坦的廣義相對論會產生幾個理論後果。首先，如果愛因斯坦所說的是真的，那就意味著引力場和由此產生的時空曲率會影響一切，包括光！這一預測為天體物理學家提供了測試 GR 的手段，而第一個機會出現在 1919 年。此時，弗蘭克·戴森、亞瑟·愛丁頓和天體物理學家團隊在日食期間進行了一項實驗（愛丁頓實驗）。
愛丁頓實驗
自愛因斯坦將他的理論正式化以來的一個世紀裡，SR 和 GR 已經被反覆測試和驗證。其中一些測試涉及小規模實驗，而另一些則是在最極端的條件下進行的。在愛丁頓實驗（或遠征）的情況下，測試包括在日食期間從兩個赤道觀測站進行的觀測——一個位於巴西東北海岸，另一個位於巴西海岸外的聖多美和普林西比島。西非（非洲西部。
具體來說，探險隊正在尋找日食期間經過太陽後方的恆星。如果愛因斯坦的理論是正確的，那麼來自這些恆星的光將追蹤由太陽引力引起的時空曲率。對觀察者來說，這種效應會讓星星看起來就在太陽旁邊。由於太陽的輻射被月全食有效阻擋，他們的探險儀器可以看到光線。
兩個天文臺的團隊不僅看到了這些恆星，而且它們在夜空中的位置正是愛因斯坦場方程預測的位置。這個故事立即被世界各地的報紙轉載並登在頭版，讓愛因斯坦和廣義相對論一夜之間轟動一時！然而，這是最終證明愛因斯坦的理論是正確的眾多測試和預測之一。
隨著時間的推移，GR 將被納入現代物理學的所有領域，從電磁學和天體物理學到粒子物理學和當時新興的量子力學領域。有趣的是，愛因斯坦的突破所產生的一些理論並不適合這位天體物理學家。事實上，他會認為其中一些（如宇宙膨脹和量子理論）是徹頭徹尾的異端（和“幽靈”）！
宇宙膨脹
例如，在 1917 年，愛因斯坦試圖使用 GR 來建立宇宙結構的模型。令他沮喪的是，他發現在宇宙尺度上，他的場方程預測宇宙要麼處於膨脹狀態，要麼處於收縮狀態。為了防止星系團和宇宙的大尺度結構自身坍塌，需要在最大尺度上抵消重力。由於他更喜歡恆定不變的宇宙的想法（當時的普遍觀點），愛因斯坦向 GR 引入了一個新概念。
這被稱為宇宙常數，由他的場方程中的數學字元 Lambda 表示。他冒險說，這種力量負責“抑制重力”並確保宇宙的物質能量密度隨著時間的推移保持不變。透過這樣做，愛因斯坦發現自己陷入了穩態假說和宇宙學大爆炸理論的支持者之間的爭論（最終以有利於大爆炸模型的方式得到解決）。
愛因斯坦的新理論也將吸引他的一些同行的挑戰，他們認為這是對 GR 提出的問題的不穩定解決方案。1922 年，俄羅斯物理學家亞歷山大弗裡德曼在數學上展示了愛因斯坦的場方程如何與動態宇宙相一致（弗裡德曼方程）。緊隨其後的是比利時天體物理學家喬治·勒梅特（Georges Lemaître）在 1927 年證明了 GR 和不斷膨脹的宇宙與天文觀測一致，尤其是美國天文學家埃德溫·哈勃的觀測。
1931 年，愛因斯坦在威爾遜山天文臺訪問了哈勃望遠鏡，在那裡他目睹了星系是如何從銀河系中退去的。作為對哈勃向他提出的內容的迴應，愛因斯坦正式宣佈他將從他的理論中刪除宇宙常數，聲稱這是“我職業生涯中最大的錯誤”。與此同時，天體物理學家將繼續測量宇宙膨脹的速度，這將被稱為哈勃定律（又名哈勃-勒梅特定律）。然而，整個 1990 年代（尤其是哈勃太空望遠鏡）的觀測表明，宇宙膨脹的速度隨著時間的推移而增加！
這導致天體物理學家推測存在一種抵消重力的神秘力量。但是，這股力量並沒有阻止宇宙自行坍塌，而是積極地將它推開。今天，我們將這種力量稱為暗能量。與暗物質一起，它是最廣泛接受的宇宙學模型——拉姆達冷暗物質（LCDM） 模型的關鍵成分。
黑洞、透鏡和波
1915 年，就在愛因斯坦推出 GR 幾個月後，德國物理學家和天文學家 Karl Schwarzschild 找到了愛因斯坦場方程的解，該方程預測了黑洞的存在。根據這個解決方案，球體的質量可以變得如此壓縮，以至於從表面逃逸的速度將等於光速。這現在被稱為史瓦西半徑，它描述了球形質量必須塌縮形成黑洞的最小尺寸。
1924 年，愛丁頓觀察到愛因斯坦的理論如何讓天文學家排除密度過大的可見恆星的存在。根據愛丁頓的說法，如此緻密的天體會“產生如此大的時空曲率，以至於空間會在恆星周圍關閉，將我們留在外面（即無處可去）。”
1931 年，印度裔美國天體物理學家 Subrahmanyan Chandrasekhar 透過計算足夠質量的電子簡併物質（在非旋轉體中）如何自行坍縮，為 SR 提供了一個解決方案。這被稱為Chandrasekhar 極限。結合史瓦西的計算，天體物理學家現在對黑洞的質量和半徑極限有了估計。
1939 年，羅伯特·奧本海默和其他科學家同意錢德拉塞卡的分析，聲稱超過規定極限的中子星會坍縮成黑洞。他們還將史瓦西半徑的外邊界定義為奇點的邊緣，在該邊緣內時間會停止。對於外部觀察者來說，黑洞會被認為是一顆在坍縮瞬間凍結在時間上的恆星，但墜落的觀察者會有完全不同的體驗。
GR 預測的另一個影響是引力場如何彎曲和聚焦來自更遠光源的光。這被稱為引力透鏡，其中一個特別大的物體充當“透鏡”來放大它之外（或後面）的光力。這種方法還被用於在極端條件下測試愛因斯坦的 GR，例如對銀河系中心的超大質量黑洞 （SMBH） 人馬座 A* 的觀測。這種技術的修改版本，引力微透鏡，也可以探測到遙遠恆星周圍的系外行星。
來自 GR 的另一個預測是引力對時空的漣漪效應。當兩個特別大的物體（中子星、黑洞或 SMBH）合併並以引力波的形式釋放大量能量時，就會發生這種情況。鐳射干涉引力波天文臺（LIGO） 在愛因斯坦首次預測它們大約一個世紀後，於 2016 年首次確認檢測到這些波。
愛因斯坦的相對論也將對新興的量子力學領域產生深遠的影響。他將在這裡幫助做出的發現是他驚愕的另一個來源。其中，量子糾纏原理，他將其描述為“幽靈般的遠距離作用”，以及宇宙的特徵是薛定諤的量子波函式方程和海森堡的不確定性原理的半混沌性質。
儘管愛因斯坦會抵制他幫助激發的一些突破，但他在現代物理學革命中所扮演的角色是不可否認的。然而，在他所做的所有貢獻中，沒有一個開始接近相對論的重要性（或結果）。在他完成他的廣義理論一個多世紀後，先進的實驗繼續證明他是多麼正確。難怪它為什麼仍然是現代物理學、量子物理學、天體物理學和宇宙學所依賴的基礎的一部分。
