相對論天體物理學是利用廣義相對論等引力理論來研究天文現象的理論天體物理分支學科。
天體系統的引力場強弱取決於系統的幾何尺度與其引力半徑之比。引力半徑正比於天體的質量而反比於光速的平方。當天體系統中的引力場足夠強時，就必須計及廣義相對論對牛頓力學的改正，或乾脆要用廣義相對論來進行計算處理。
內容簡介
1915年愛因斯坦建立廣義相對論時，他給出的第一個套用，就是定量地解釋水星近日點進動問題（即用來解釋牛頓引力理論不能解釋的部分）。所以，原則上可以說，從廣義相對論誕生時起，相對論天體物理學也同時誕生了。然而，在1915年以後的四十多年裡，除了幾何宇宙學以外，廣義相對論對天體物理學並沒有產生大的影響。這是因為，在“通常”的天體對象中引力場太弱，沒有套用廣義相對論的必要。對於“通常”的天體物理學來說，廣義相對論和牛頓引力理論在量級上的差別是十分微小的。在太陽系中只有引力紅移、光線偏轉、水星近日點進動、雷達信號的延遲等幾個效應與廣義相對論有關（見廣義相對論的天文學驗證）。
一個體系的引力場的強弱,可以用體系的尺度R同它的引力半徑rg之比來衡量。rg呏GM/c2,其中M為體系質量，G為萬有引力常數，c為光速。如果體系的比值rg／R《1，屬於弱場；如果rg／R≈1，則屬於強場。下表列出一些常見的天體的rg/R值：它們都遠遠小於1,這正是牛頓引力理論得以適用的根據。還可以從另外一個角度來看這個問題。如果質量M的體系所產生的引力場是強的,它們的空間尺度R。換句話說,如想把質量為M的體系變成強引力場的源，就應把這個體系壓縮到R那么小的空間範圍之內。例如，只有把太陽壓縮成幾十公里直徑的球，它才能成為強場天體。
