在实测方面，他发现了照相底片变黑定律，发明了焦外照相法天体测光,奠定了照相测光的基础。史瓦西是照相测光的开创者之一，曾提出底片上的星象密度并不取决于 星光照度和露光时间的乘积，而取决于星光照度和露光时间的p（p小于1）次方的乘积，后来这一关系被称为史瓦西定律，p则称为史瓦西因子。1906年指出恒星大气中自内向外的热转移主要不是靠对流而是靠辐射，并提出恒星大气中辐射平衡的概念和局部热动平衡的假设。认为整个恒星大气并不处于严格热动平衡状态，但就离恒星中心同样距离的某一薄层而言，可看成处于局部热动平衡下，并可引入一个局部温度来表征它的热状态。在这基础上建立了辐射转移的定量理论。1916年推导出 广义相对论球对称引力场的严格解，表征了球对称物体所产生的静态引力场的四维时空的度量性质。后来被命名为史瓦西度规。还提出了物体的 史瓦西半径的概念。当一颗恒星发生引力坍缩、收缩到这一半径大小时，就会变成 黑洞。他还是 玻尔原子 光谱理论的先驱者，和A·索末菲各自独立地提出了普遍“量子化定则”，推出了电场对光影响的斯塔克效应的完整理论。

在理论方面,他将辐射平衡的概念引入 天体物理学，最先清楚认识到辐射过程在恒星大气热转移中的重要作用，并提出处理这种过程的数学方法。他把近代统计方法应用于天文研究，发现了以他命名的恒星 速度椭球分布。对天文光学仪器的设计理论也作出了重要贡献。

他是玻尔原子光谱理论的先驱者之一。他和索末菲彼此独立地提出了一般的“量子化定则”，得出斯塔克效应的完整理论。1916年，他找到了广义相对论球对称引力场的严格解，即史瓦西解（见史瓦西度规）。这个解描述了球形天体附近的光线和粒子的运动行为，在现代相对论天体物理，特别是黑洞物理中，起着关键性的作用。他首先提出，在离致密天体或大质量天体的中心某一距离处，逃逸速度等于光速，即在此距离以内的任何物质和辐射都不能溢出。后人将此距离称为史瓦西半径，并把上述天体周围史瓦西半径处的想象中的球面，叫作 视界。为了纪念他的功绩，德意志民主共和国科学院天文台被命名为史瓦西天文台。

(Martin Schwarzschild，1912～　)　K·史瓦西之子,1912年5月 12日生于波茨坦。1935年在格廷根大学获博士学位。1936～1937年在挪威奥斯陆天体物理研究所任研究员。1937年移居美国，先在哈佛大学天文台任职，1940～1947年在哥伦比亚大学天文台工作后来就职于普林斯顿大学，1950年至今任教授。1960年获名誉科学博士学位。他是美国科学院院士。他早期的工作是研究脉动变星恒星动力学结构稳定恒星的质量上限、太阳氦丰度演化等1950年后研究红巨星模型,同桑德奇合作，提出关于恒星从主星序到红巨星的迅速转变，可用包括两种能源的模型来解释：一是氢壳层燃烧，一是核心引力收缩。几年后同霍伊尔合作研究了星族Ⅱ恒星的演化球状星团赫罗图的解释晚期演化中的“氦闪”和元素丰度问题。其结果都包括在1958年所写的《恒星的结构和演化》一书中。1960年后他研究湍流和对流问题，研究太阳米粒组织，主持气球飞行计划以获得太阳高质量照片。这个成功的计划后来扩大到行星和晚期恒星红外分光光度测量的领域。