A partir de la formulación de la relatividad especial, Einstein trabajó denodadamente en la búsqueda de una teoría que incluyese a la fuerza de gravedad. En la ley de gravitación universal de Newton se asume “acción instantánea a distancia”, y esta es incompatible con que exista una velocidad límite para la transmisión de la información.

En 1907, Einstein tuvo “la mejor idea de su vida”: una persona en caída libre no siente su propio peso. Esto lo llevó a formular el principio de equivalencia, que en su versión más simplificada establece que es posible anular un campo gravitatorio uniforme moviéndose con aceleración constante.

Este principio está basado en las ideas galileanas sobre la caída de los cuerpos, que nuevamente jugaría un rol fundamental en el desarrollo de la física. A partir de este principio Einstein demostró que la presencia de materia modifica el paso del tiempo (corrimiento al rojo gravitacional), y que también produce una deflexión en los rayos de luz (aunque su cálculo original para la trayectoria de un haz de luz proveniente de una estrella lejana y pasando cerca del Sol no era correcto).

Durante casi 10 años continuó trabajando arduamente para desarrollar una teoría consistente de la gravitación, hasta que en 1915 presentó su Teoría General de la Relatividad.

En esta teoría, el espacio y el tiempo no sólo son relativos sino que además son modificables. En efecto, su visión de lo que newtonianamente era la fuerza gravitatoria pasa a ser un fenómeno “geométrico”. La presencia de una masa como el Sol modifica (“curva”) el espacio tiempo a su alrededor, y los objetos que se mueven a su alrededor (planetas, cometas), lo hacen en las trayectorias más simples posibles, las geodésicas.

En la Relatividad General las trayectorias de los planetas alrededor del Sol son levemente diferentes de las trayectorias newtonianas. En particular, Einstein logró explicar una pequeña discrepancia entre las observaciones y la teoría newtoniana en la trayectoria de Mercurio. Además, corrigió su cálculo de la deflexión de los haces de luz, y predijo que la posición aparente de estrellas lejanas debe cambiar cuando se las observa detrás del Sol, durante un eclipse. Este fenómeno fue observado poco tiempo después por Sir Arthur Eddington. Para sistemas más compactos como las estrellas binarias, el campo gravitacional es más intenso y las velocidades involucradas más altas, por lo cual las correcciones relativistas son mucho más importantes.

Las ecuaciones de la Relatividad General predicen, bajo la hipótesis de homogeneidad e isotropía, que el universo debe expandirse. Esto quiere decir que la distancia entre dos puntos, medida a través del tiempo que tarda la luz en viajar desde uno hacia el otro, aumenta con el tiempo. En este punto es interesante comentar que el propio Einstein rechazó este resultado, ya que consideraba que el universo debería ser estático. Por ese motivo modificó su teoría agregando un término extra a sus ecuaciones para que admitan como solución un universo estático (posteriormente consideró que este fue “el mayor error de su vida”).

En el año 1929, el astrónomo E. Hubble observó que la luz proveniente de las galaxias lejanas está levemente corrida al rojo, e interpretó correctamente este resultado como debido a que las mismas se están alejando de nosotros. La Ley de Hubble, que establece que el corrimiento al rojo es proporcional a la distancia a la que se encuentra la galaxia (medida por su luminosidad), fue la primera evidencia observacional de la expansión del universo. Dicha expansión sería posteriormente confirmada en 1964 con el descubrimiento de la radiación cósmica de fondo. En la última década, las observaciones astronómicas han convertido a la cosmología en una rama de la física tan precisa como muchas otras.