重力紅移

重力紅移的程度常標記為變數z：

其中

是極遠處觀測者所測量到的光子頻率；

是重力源如星球，其上的光源發出時所測量到的光子頻率。

重力紅移的現象可以從廣義相對論預測：

其中

是被自由空間中，極遠處觀察者所測到因重力而產生的譜線位移量。

K是牛頓重力常數（愛因斯坦本身所用的標記；常用標記是G）。

M是光所逃離的星體質量。

c是真空中光速。

r是從星體中心算起的徑向距離。

1959年龐德-雷布卡實驗展示了譜線重力紅移的存在。此由哈佛大學萊曼物理實驗室的科學家所記載。

由於如地球等行星質量並不算大，以致於重力紅移現象不顯著，故近地通訊並沒有針對重力紅移的修正需求。

重力紅移的主要應用是在天文學研究上，透過一些特定原子光譜的紅移，可以估計星球質量。

重力紅移的精確解（exact solution）條列如下表:

較常用到的重力紅移精確解是針對非轉動、不帶電、球對稱的質量體（即對應於史瓦西度規）。 方程的形式是：

其中

若利用狹義相對論的相對論性多普勒關係，來計算能量與頻率的變動（假設沒有令情況更復雜的路徑相依效應，比如旋轉黑洞的參考系拖拽效應），則重力紅移和藍移頻率比值會互為倒數，提示了所見的頻率改變對應於不同處時鐘速率不同。

參考系拖拽效應造成的路經相依效應，若被考慮進來，則可能使這種分析方法失效，並且使得要建立起廣域皆認同的各處時鐘速率差異變得困難，雖然並非不能達到。

重力紅移所指的是觀察到的，而引力時間膨脹，則是用以指背後發生機制的推論（處於重力場中的發光源，由於它的時系比較慢，故它發出來的光頻，本來就會比較低）。