的观察结果可以用来得到另一个在天文学上的时间标度，也就是恒星时间。
国际标准时间的其他小规模的衍生可以追溯到其他影响，比如说，地球自转轴和地球自转的周期性波动，这些影响可以解释其他的小波动，形成更加完善的时间标度。（国际标准时间1和2，UT1和UT2）。
星历表时间是由地球绕太阳运动决定的，而非由地球自转波动造成的。天文学上的观察结果可以把星历表时间精确到大约0。05秒，平均值超过了一个九年周期。
石英晶体振荡器和原子钟的发明使得更加精准的时间测量成为可能。因此，除了天文学时间标度，还有一些其他的时间标度，比如说，原子时间（AT），基于在磁场中一定原子的微波共振。通过对电磁信号和铯原子在共振时的周期进行计算，精确度能达到几十亿分之一。
大约从1960年起，全世界大量的实验共同对照出原子时间标度，得到各种原子时间标度的加权平均，这个就是现在大众熟知的通用协调时间（UTC）。为了使通用协调时间和一天的时间长度保持一致，秒（一个闰秒）偶尔会从原子时间标度上被增加或者删除。根据国际协议，通用协调时间和领航员的时间标度（UT1）的误差在0。7秒内。
对时间的精准测量导致了秒的重新定义。在1956年之前，一秒被定义为平均太阳时的1/86400。从1956年到1967年，秒成了星历秒，被定义为1899年12月31日0时0分0秒这个回归年的1/31556925。9747。秒目前被定义为铯133原子振动9192631770次所用的时间。
相对论
阿尔伯特？爱因斯坦的相对论在20世纪的物理学和天文学领域掀起了巨大的革命。它向科学引进了“相对论”的概念——这个概念说的是在宇宙中，没有什么事物是处于绝对的运动状态的，只有相对的运动状态——取代了艾萨克？牛顿两百年来的机械理论。爱因斯坦说明了我们并不是居住在一个平坦的，欧几里得空间和统一绝对的时间里，而是居住在另外一个时空弯曲的环境中。这个理论预先在物理学中占据了重要地位，它带着潜在的利弊，宣告了原子时代的到来。这使得人们能够理解基础粒子和它们相互作用的微波世界。它也改变了人们对宇宙的看法，比如对大爆炸、中子星、黑洞、重力波这些奇异的天文现象的预测。
相对论是一个单一的，包含了所有时空、重力和机械学的理论。然而它通常被看做是两个独立的理论部分——狭义相对论和广义相对论。这样分类的一个原因是爱因斯坦在1905年提出了狭义相对论，而广义相对论直到1916年才在最终版中被提出来。另一个原因是，这个理论的两个部分适用于不同的领域：狭义相对论适用于微观物理须领域，而广义相对论适用于天体物理学和宇宙学领域。
第三个原因是，物理学家到了20世纪20年代才能接受和理解狭义相对论的概念。狭义相对论很快成为了那个时候迅速发展的原子物理学以及量子力学领域中的理论家和实验家的一个工作道具。然而，广泛的接受并不是广义相对论出现的原因。这个理论似乎并没有和狭义理论有直接的联系。大部分的应用还是用于天文学的标度上。广义相对论很明显地受制于添加了极小修正后的牛顿万有引力理论。此外，其数学理论被认为是极其难以理解的。英国的天文学家爱丁顿爵士（Sir Arthur Eddington）是第一个能全面理解这个理论的人，曾经有人问及，是否在这个世界上只有三个人能理解广义相对论。据说他的回答是：“谁是那第三个人？”
这种情形持续了大约四十年。广义相对论不仅对物理学家，而且对于纯粹的数学家和哲学家而言都是一门可敬的学科。然而，大概在1960年，人们对广义相对论的兴趣再次复苏，使其成为物理学和天文学里的一个重要分支。这次复苏有其根源。首先，在大约1960年初，新的数学工具在广义相对论上的运用，使得计算大大得到了简化，这让物理上的重要概念能同数学上的复杂性分别开来；第二，广义相对论在发现外来天象上起着重要作用，其中包括类星体（1963），3开氏度微波背景辐射（1965），脉冲星（1967）和发现黑洞的可能（1971）。此外，在20世纪60和70年代，随着科技的进步，新的高精密工具在实验中得到运用，能测试出广义相对论是否是正确的重力理论。
狭义相对论和广义相对论中弯曲的时空之间的最大区别是程度上的不同。狭义相对论通常是接近于弯曲的时空，这个弯曲的时空在足够小的时空区域里是有效的，就如一个苹果的整个表面如果取极小的一段来看也接近于平面一样。针对在原子或者原子核物理中的大量应用，这种接近值非常精准，精准到相对作用能被假定为是正确的，换句话说，重力被假定为是完全不存在的。从这点看来，狭义相对论和它所有的推论都有可能来自于一个简单的假设。但是在重力条件下，狭义相对论近似其自然本性，对等原则决定了物质是如何回应弯曲时空的。最后，广义相对论是为了了解时空在物质存在下，能够弯曲到何种程度。
狭义相对论
狭义相对论的两个基本概念是惯性框架和相对论准则。惯性框架可以指向任何领域，比如自由落体实验，即所有物体都作匀速直线运动。这个领域摆脱了重力原则，被称为伽利略系统。
自由落体是重力的基本表现。比如，一个下坠的物体，被扔入空气中，在它的运动轨道上的任意一点都是自由落下的。尽管被许多天体的重力场所干扰，物体也许不会真正的朝着地心落下。当一个在一个容器里面自由落下时也是自由落体，并且体现了失重的现象。重力对人和容器都有相同的影响，所有对于容器来说没有加速的感觉。
相对论准则是，假设所有的物理实验结果都在一个惯性坐标系的实验室中，那么这些结果相对于坐标系的匀速运动是独立的。换句话说，在任何惯性坐标系中物理规律都必须有相同的形式。那么可以得出一个推论，无论光来源的速度或者观察者的原因，光的速度在惯性框架中肯定是一样的。事实上，所有的规律和狭义相对论的结果都来源于这些概念。
第一个重要的结果就是同时性相对论。因为在不同区域里的同时事件的操作性定义包含了他们之间光信号的传递，所以，当一个坐标系相对于另一个坐标系进行移动时，在一个惯性坐标系内同时进行的两件事情将不会同时进行。这个结论将推翻牛顿一个著名的概念，即通用时间。在一些方面，狭义相对论最重要的结论是，当它与量子力学合并时，它引导了许多对实验结论的预测。
相对论的数学基准是1908年，由一位德国数学家赫尔曼？闵可夫斯基（Hermann Minkowski）发明的。他发展了“四维时空连续统”的概念，这个理论包含了时间及三个空间维度。
对等原则和时空曲率
狭义相对论的闵可夫斯基时空理论与重力存在不相容。当一个地球的粒子，在一个坐标系中具有惯性，但在一个重力场可以忽略不计的地方，那么这个粒子在地球附近将不会有惯性。然而，这两者的近似兼容的性质可以被一个著名的重力理论证实，这个理论被称为弱等效原理（WEP）：所有规模不大的物体，在所提供的外界重力领域内，无论其质量、成分或者结构如何，它们都有相同的加速度。这个原则的正确性已经被伽利略、牛顿、弗里德里希？贝塞尔（Friedrich Bessel）以及20世纪初的巴隆？罗兰？冯？伊洛特洛斯（Baron Roland von Eotvos）证实（此后这样的实验都是以为他的名字命名的）。如果一个观察者在重力环境下乘坐一部自由落下的电梯，因为他们都是以同一速率落下，那么电梯内所有物体最后都会沿直线匀速运动，如重力已经消失一样。相反的，在一个没有任何重力的空间里，一个加速运动的电梯内，物体会以相同的加速度落下（因为它们的惯性），就像处在重力领域中一样。
爱因斯坦的观点是，在无重力领域中，这种消失的重力的情况不仅仅适用于机械运动，还适用于所有的物理规律，如电磁理论。因此，在任何自由落体坐标系中，物理规律（至少是本地的）应该采纳狭义相对论的理论。这被称为爱因斯坦等效原理（EEP）。
EEP的其中一个理论就是重力红位移，在一个频率上的位移，f代表光线，这条光线在重力领域中穿过高度h，给出了一个公式（Δ f）/f=gh/c^2，g代表了重力加速度，c代表光的速率。（如果光线频率下降，它就是蓝移位。）EEP第二个推测就是空间时间是可以被弯曲的。即使这是一个高科技的事件，物理学家设想一个两个坐标系自由落体的例子，但是在地球相反的一面进行。根据爱因斯坦等价原理，闵可夫斯基时空原理在本地的每个坐标系中都是有效的。然而，因为坐标系在朝各自靠近时是加速运动的，两个闵可夫斯基时空在它们遇到并且契合成一个时，不能进行延展。在重力演示中，时空在局部是一个平面，但是在球体上是弯曲的。
任何包含了爱因斯坦等价原理的重力理论都被称为“量度”理论（来自于几何学，重力的弯曲时空观点）。因为等价原理是这个观点的关键基础，它需要被精确的测试。伊洛特洛斯试验的版本于1964年在普林斯顿以及1971年在莫斯科进行演示，这个实验把EEP精确到了10^（…12）。重力红位移测量用于：1965年在哈佛大学，一条伽马线穿过了一座塔；1965年太阳表面放射的光线1976年用于飞机和火箭的自动闹钟，这些都证实了EEP的推测要精准得多。
广义相对论
等价原理和它的试验都证明了，时空的扭曲是被一种事物牵连，但是它们还不能说明时空曲率问题到底产生了多少能量。为了确定这个曲率，我们需要一个具体的重力公测原理，如广义相对论。广义相对论提供了一个方程组，从一个所给的物质分布上得到时空曲率的预算。爱因斯坦的目的是找到一个最简单的场方程来建立一系列的时空曲率和把物质分布作为一种资源的理论。这个结论是一组10个方程式。而这不是唯一一个公测原理。在1960年，除了曲率的场论方程和额外的引力场，引力场用曲率产生的方法来调解和论证的方程式，C。H布兰斯（C。H。Brans）和罗伯特？迪克（Robert Dicke）还发展和发表了测量理论。1960年到1976年之间，这个理论变成了广义相对论的主要对手。1916后，许多其他的测量理论出现。
至此，最重要的是广义相对论是否真的是正确的重力理论。过去科学家经常说爱因斯坦发现了3个经典理论：重力红位移、光偏转和水星近日点的转变。然而，红位移是一个基于方程式的测试，而不是广义相对论本身。直到爱因斯坦时代，还有两个新的重要测试被发现：一是夏皮罗二世（I。I。Shapiro）于1964年发现的时间延迟和1968年诺特维特发现的诺特维特效应。
1919年的日食探险确立了光偏正原理，这是广义相对论的重要时刻，也奠定了爱因斯坦的理论框架。根据这个理论，如果光线擦过太阳表面，那么将会已1。75″的电弧方向穿透扭曲的时空。不幸的是光学星光的挠度测量起来非常困难（一部分是因为日食，遮住了太阳的光），而且1919年到1973年的重复测量得出的是不准确的结果。这个理论被无线电波的挠度取代，这个电波来自于遥远的类星体并用于在白天大量采用的干扰程序。1969年到1975年，12种最终测量协议产生，其中的百分之一是对广义相对论的挠度的预测。
时滞效应是一种很小的返回延迟，它是光信号穿过靠近太阳的扭曲时空传到太阳远侧面的星球或者太空船，再返回地球的一种光信号传送方式。对于一束光，太阳表面摩擦的延迟达到1秒的200/1000000。1964年起，雷达测距系统程序测量水星和金星到水手飞船6号、7号和9号的延迟，与维京火星探测器相比，已经能够证实这个预测精准0。5％。
诺特维特效应是一个没有在广泛相对论中出现，但是能预测很多重力现象的替代度量理论，包括布兰斯…迪克理论（Brans…Dicke theory）。它可能破坏了与重力相连接的像行星或者恒星这样巨大物体的加速度平等。这样一种影响的存在不会破坏弱等效原则作为弯曲时空的基础应用，这个原则只用于那些内部重力连接可以忽略不计的中等大小的物体。广义相对论最显著的特质之一是它能满足各种类型物质的燃点。假设诺特维特效应出现了，之后地�