質量龐大的星球上所發出的光遠離星球時，會發生紅位移——從藍色偏到紅色。 重力紅移 （Gravitational redshift）或稱引力紅移 指的是光波 或者其他波動從引力場源 （如巨大星體或黑洞 ）遠離時，整體頻譜 會往紅色端方向偏移，亦即發生「頻率 變低，波長 增長」的現象。原因是因為光子的能量從一開始的能量 在經過一段距離後,一部分轉化為重力勢能 而光子的能量正比於頻率。[ 1]
重力紅移 的程度常標記為變數z ：
z
=
λ
o
−
λ
e
λ
e
{\displaystyle z={\frac {\lambda _{o}-\lambda _{e}}{\lambda _{e}}}}
其中
λ
o
{\displaystyle \lambda _{o}\,}
光子 波長；
λ
e
{\displaystyle \lambda _{e}\,}
重力紅移的現象可以從廣義相對論 預測：
z
a
p
p
r
o
x
=
G
M
c
2
r
{\displaystyle z_{approx}={\frac {GM}{c^{2}r}}}
其中
z
a
p
p
r
o
x
{\displaystyle z_{approx}\,}
G是牛頓重力常數
M
{\displaystyle M\,}
質量 。
c
{\displaystyle c\,}
光速 。
r
{\displaystyle r\,}
光線的接收端（遠方的觀察者）必須處在較高的重力勢 才能觀察到紅移。一般討論下，觀察者處在無限遠 處，重力勢定為0，是高於星球表面的重力勢的。 重力紅移不僅僅是廣義相對論 獨有的預測。其他重力理論也支持重力紅移，雖然解釋上會有所不同。 重力紅移並未要求一定是愛因斯坦方程式 的史瓦西解 ——在這解中，變數
M
{\displaystyle M\,}
1959年龐德-雷布卡實驗 [ 2] 哈佛大學 萊曼物理實驗室 的科學家所記載。這個實驗團隊在1965年發表了更加精確的引力紅移的測量。
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 ）。
方程式的形式是：
z
=
1
1
−
(
2
G
M
c
2
r
)
−
1
{\displaystyle z={\frac {1}{\sqrt {1-\left({\frac {2GM}{c^{2}r}}\right)}}}-1}
其中
G
{\displaystyle G\,}
重力常數 ，
M
{\displaystyle M\,}
重力場 之物體的質量 ，
r
{\displaystyle r\,}
史瓦西坐標 ），
c
{\displaystyle c\,}
光速 。
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（假設沒有令情況更複雜的路徑相依效應 ，比如旋轉黑洞 的參考系拖曳效應 ），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 。
參考系拖曳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）。
基礎概念 现象 方程 進階理論 精确解 近似解与数值模拟 科學家
提示：此条目页的主题不是重力昏暗。
